Tranzitul lui Venus pe discul soarelui. Observații ale trecerii lui Venus pe discul soarelui Care om de știință a observat trecerea lui Venus

Orez. 1: Pământ (albastru), Venus (gri) și Soare (portocaliu), nu la scară.

S-a scris deja despre trecerea lui Venus pe discul Soarelui în 2012. Cât de rar se întâmplă acest eveniment și de ce exact: în teorie, Venus, mișcându-se în jurul Soarelui mai des decât Pământul, ar trebui să treacă între Pământ și Soare în timpul fiecărei revoluții (Fig. 1), dar datorită faptului că Orbitele celor două planete nu sunt aliniate (nu în același plan, vezi Fig. 2), Venus trece adesea deasupra sau sub Soare din punctul de vedere al Pământului.

Dar în loc să repet ceea ce au spus alții, vreau să adaug câteva detalii care nu sunt atât de ușor de găsit pe internet.

Poate ați citit că, folosind o tehnică bazată pe speculațiile astronomului Edmund Halley (din faima cometei lui Halley) din 1678 până în 1716, și James Gregory înaintea lui, tranzitul lui Venus din 1716 a fost folosit pentru a determina distanța de la Pământ la Soare ( și lui Venus și toate celelalte planete) cu o eroare de 2% - cea mai mare atinsă în acel moment. Ei sperau că precizia va fi de 10 ori mai mare, dar în proces a intervenit un efect optic neașteptat numit „” - există încă dezbateri cu privire la motivele exacte ale apariției sale. Dar ceea ce s-ar putea să nu fi citit este că această măsurătoare - și multe alte măsurători ale distanțelor în astronomie, chiar și până la stelele destul de apropiate - se bazează pe principiul, același fapt geometric pe care ochii și creierul nostru îl folosesc pentru a percepe adâncimea sau capacitatea noastră de a simți cât de departe sunt obiectele de noi doar privindu-le.

Orez. 2: Pământ (albastru), Venus (gri) și Soare (portocaliu), nu la scară. Orbita lui Venus (cerc negru în interiorul unei casete gri) este înclinată față de orbita Pământului (cerc albastru în interiorul unei casete albastre deschis). Gradul de înclinare este foarte exagerat. Deoarece Pământul și Venus se învârt în jurul Soarelui cu viteze diferite, se pot trece unul pe altul în orice punct al orbitei lor.
Sus: În cea mai mare parte a acestui tranzit, Venus se află deasupra sau sub (linia verde) linia care leagă Pământul și Soarele (linia roșie), astfel încât Venus nu tranzitează pe discul solar.
Jos: În cazuri rare, linia care leagă Pământul și Soarele coincide cu linia de intersecție a planurilor orbitale, iar Venus este aproape de aceeași linie, ceea ce duce la tranzit.

Fără paralaxă, este, de asemenea, ușor de determinat distanța relativă de la Venus la Soare - adică raportul dintre raza orbitală a lui Venus L V și raza orbitală a Pământului L E . Prin urmare, în astronomia Renașterii, distanțele relative de la planete la Pământ și Soare au fost calculate destul de devreme. Dar pentru a determina L V și L E separat, paralaxa trebuie măsurată, iar un tranzit al lui Venus poate asigura acest lucru. Tranzitul lui Venus în anii 1760 a oferit o măsurare destul de precisă a mărimii L E - L V , distanța „absolută” de la Pământ la Venus; acest lucru a făcut posibilă aflarea L E, L V și distanțele față de toate celelalte planete cu o eroare de câteva procente. Înainte de aceasta, la sfârșitul secolului al XVII-lea, s-a făcut o măsurătoare a distanței de la Pământ la Marte, care avea o eroare de aproximativ 10%; s-a bazat și pe paralaxă, dar asta e cu totul altă poveste.

Notă preliminară: Pământul și Venus, și chiar și Soarele, sunt foarte mici în comparație cu distanțele dintre ele, așa că realizarea de imagini precise este aproape imposibilă. În ilustrații, trebuie întotdeauna să desenați planetele mai mari decât sunt de fapt în raport cu distanțele dintre ele, doar pentru a putea înțelege conceptul. Ține cont de asta! Toate ilustrațiile mele nu sunt la scară.

Dimensiunile relative ale orbitelor lui Venus și Pământ

Orez. 3

Pentru a înțelege motivul principal al simplității determinării L V / L E, să presupunem că orbitele Pământului și Venus sunt circulare și aliniate - se află în același plan (așa cum se arată în Fig. 1, izometric și în Fig. 3 - vedere „de sus”). De fapt, orbitele Pământului și ale lui Venus sunt ușor alungite și nu sunt aliniate (Figura 2). Dar elipticitatea și nepotrivirea planurilor nu sunt foarte importante pentru raționamentul nostru, așa că la început le putem ignora, apoi le putem aminti din nou pentru a obține răspunsuri mai precise.

Aici vom folosi tehnologia clasică a fizicii: vom face o aproximare suficientă pentru sarcina curentă și nu vom merge mai adânc decât este necesar. Acesta este un mod foarte puternic de a gândi despre știință și cunoaștere în general - orice întrebare trebuie să primească un răspuns cu un anumit nivel de acuratețe, astfel încât să puteți utiliza cea mai simplă tehnică care vă va oferi nivelul de precizie de care aveți nevoie. Această metodă a fost folosită frumos de secole și este aplicabilă nu numai fizicii.

Prin urmare, vom lua aproximația în care orbitele sunt circulare și aliniate și vom obține răspunsuri aproximativ corecte, cu o eroare de câteva procente. Acest lucru va fi suficient pentru a demonstra conceptele de bază, ceea ce încerc să obțin. Crede-mă, poți face calcule mult mai precise - sau poți deveni singur un expert în această chestiune. Dar aproximarea noastră nu numai că va oferi un răspuns foarte bun, dar va putea și arăta de ce este atât de ușor să calculați raportul dintre L V și L E , dar nu și valorile L V și L E în sine.

Pe parcursul unui an, pe măsură ce Pământul și Venus orbitează în jurul Soarelui cu viteze diferite, pozițiile relative ale Pământului și Venus față de Soare se schimbă. Dacă într-o anumită zi (zi, lună, an) decid să desenez o imagine cu Soarele în centru și Pământul în stânga, ca în Fig. 2, atunci Venus poate ajunge oriunde pe orbita sa. Aceasta înseamnă că din perspectiva Pământului, unghiul dintre Venus și Soare pe cer se va schimba în funcție de dată. Acest lucru este prezentat în Fig. 3, unde unghiul se numește γ. Unghiul este ușor de măsurat; găsiți Venus pe cer după apus sau înainte de răsărit și măsurați unghiul dintre Venus și Soare; vezi fig. 4.

Orez. 4

Din fig. 3 arată că γ are o dimensiune maximă - unghiul dintre liniile portocalii și violete. Pe măsură ce se mișcă în jurul orbitei sale, Venus va apărea într-o locație diferită cu fiecare apus; de ceva timp se va ridica din ce în ce mai sus deasupra orizontului timp de câteva nopți la rând, apoi va începe treptat să apară mai jos. Observând Venus câteva nopți la rând și măsurând γ, putem determina valoarea maximă a lui γ, pe care o voi numi γ max.

Din fig. 3 este evident că (după cum se arată în Fig. 4) γ max este mai mic de 90°, deoarece linia violetă trebuie să se afle între portocaliu și roșu, perpendicular. Din punct de vedere geometric, aceasta este o consecință a faptului că Venus este întotdeauna mai aproape de Soare decât de Pământ. Aceste unghiuri explică de ce Venus este întotdeauna vizibilă fie imediat după apus, fie chiar înainte de zori (cu excepția zilelor în care se află în spatele Soarelui). Venus nu poate fi la zenit după întuneric, deoarece pentru aceasta ar trebui să fie la stânga liniei roșii.

Orez. 5

Putem determina acum raportul razelor celor două orbite - L V la L E - folosind γ max. Aceasta este cea mai simplă geometrie, vezi fig. 5. Ideea este că atunci când Venus se află la unghiul maxim față de Soare, linia dintre Soare și Venus este perpendiculară pe linia dintre Pământ și Venus, astfel încât liniile care leagă aceste trei obiecte formează un triunghi dreptunghic. Din aceasta obținem folosind trigonometria standard:

Și de aici, cu ajutorul altor formule geometrice simple, obținem relațiile dintre distanțele față de alte planete.

Acest lucru nu este în întregime corect, din motivele expuse la început; Orbitele planetelor sunt elipse și nu se află pe planul acvatic. Cu alte cuvinte, L V și L E nu persistă pe tot parcursul anului, iar γ max se aplică puțin mai complex, în trei dimensiuni, ca în Fig. 2, și nu în două, ca în Fig. 1, 3 și 5. Dar cu ajutorul măsurătorilor precise ale pozițiilor lui Venus și Soarelui pe cer, este posibil să se determine orbitele exacte ale lui Venus și ale Pământului în jurul Soarelui și să se îmbunătățească calculele. Sensul este același; toate măsurătorile pozițiilor lui Venus și Soarelui pe cer ne permit doar să măsurăm dimensiunile relative ale orbitelor lui Venus și Pământ. Dar valorile exacte ale L V și L E nu pot fi determinate în acest fel. Aici este nevoie de o abordare diferită.

Tranzitul lui Venus, paralaxa și distanța până la Soare

Motivul pentru care tranzitul lui Venus vă permite să măsurați mărimile absolute ale orbitelor Pământului și Venus este că acest proces poate fi observat cu mare precizie din diferite locuri de pe glob, rezultând două perspective ale locației aparente a lui Venus în raport cu Soarele, măsurate din diferite locuri cu o distanță cunoscută dintre ele. Măsurarea paralaxei ne permite să determinăm valoarea absolută a distanței de la Pământ la Venus din unghiul de paralaxă și distanța dintre două puncte de măsurare de pe Pământ - la fel cum vederea diferită a unui obiect pentru ochiul stâng și drept permite creierului nostru să ofere noi un sentiment de profunzime - un sentiment de distanță față de obiecte.

Orez. 6

Pentru a demonstra, permiteți-mi să desenez cum ar arăta de pe o planetă mare. În fig. Figura 6 arată planeta de pe care vom observa trecerea (aceasta va fi Pământul) și planeta care trece prin fața stelei (aceasta va fi Venus). Voi prezenta o situație simplificată (doar pentru a face geometria mai simplă și conceptul de bază mai ușor de văzut) în care planetele și steaua sunt aliniate, astfel încât din perspectiva unui observator la ecuator, o planetă care trece de-a lungul ecuatorului va trece. a stelei. Mai sus în fig. 6 prezintă o vedere laterală; observați linia roșie care trece de la ecuatorul planetei care observă până la stea prin ecuatorul planetei în timp ce trece peste discul stelei.

În cazul unei alinieri perfecte, un observator de la ecuatorul planetei exterioare va vedea planeta interioară trecând de-a lungul ecuatorului stelei. Aceasta este afișată ca linie roșie în partea de jos a figurii. 6. Dar un observator de la polul sudic al planetei exterioare va vedea planeta interioară trecând pe lângă steaua de-a lungul traseului (linia violetă) la nord de ecuatorul stelei (în cazul polului nord, va fi invers) . Dacă măsurăm unghiul α pe cer între traseele planetei care trece și cunoaștem raza R a planetei observatoare, putem desena un triunghi dreptunghic care leagă planeta care trece, centrul planetei observatoare și polul planetei observatoare. , cu un unghi mic α. Trigonometria simplă ne va da distanța D dintre planete în timpul tranzitului, unde

Orez. 7

Același lucru este valabil și pentru Pământ, Venus și Soare, cu excepția faptului că Pământul și Venus sunt atât de mici în comparație cu distanța dintre ele și Soare, încât unghiul α va fi egal cu aproximativ 1/20°! (Aceasta este o valoare destul de mică, dar destul de măsurabilă, deși pentru a măsura cu precizie distanța până la Soare, pe care astronomii secolului al XVIII-lea doreau să o obțină, ar necesita o măsurare destul de complexă, precisă din punct de vedere tehnic, a valorii unui unghi mic). Nu pot desena un unghi atât de mic, așa că va trebui să mă crezi pe cuvânt că ceea ce se întâmplă este o versiune extremă a ceea ce am descris în figură. 6, cu planete și o stea (Soarele) mult mai mică decât cele desenate acolo, în raport cu distanțele. Chiar și imaginea din fig. 7 face planetele mult mai mari decât sunt. Dar ideea rămâne aceeași: distanța D EV dintre Pământ și Venus în timpul tranzitului poate fi determinată prin măsurarea unghiului de paralaxă α (partea de jos a Fig. 7; rețineți că diametrul unghiular al Soarelui este de ordinul 1/). 2°).

Cu toate acestea, mai rămân multe întrebări:

Am explicat cum se măsoară DEV, distanța de la Pământ la Venus în timpul unui tranzit. Dar nu era scopul nostru de a măsura L E și L V , distanța de la Pământ la Soare și de la Venus la Soare?
Nimeni nu a mers la polul sudic al Pământului pentru a observa tranzitul lui Venus în 1761 sau 1769.
Am presupus orbite perfect aliniate ale Pământului, Venus și poziția Soarelui, astfel încât dintr-un punct de pe ecuatorul Pământului se putea vedea pe Venus mișcându-se de-a lungul ecuatorului Soarelui. Dar nu este chiar așa și nici măcar nu este aproape de un playthrough tipic (și nici în 2012 nu a fost cazul).
Unghiul α este suficient de mic pentru a fi măsurat cu precizie - mai ales în zilele dinaintea fotografierii și a mesajelor instantanee, fără o indicație clară a locației polului nord al Soarelui, ceea ce face dificilă compararea cu precizie a măsurătorilor căii lui Venus luate din două locații diferite de pe Pământ. Totuși, obiectivul principal a fost măsurarea unui unghi nu mai rău de 1 parte din 500 (0,2%) (deși datorită efectului de picătură neagră rezultatul a fost mai aproape de 1 parte din 50 (2%)).

Cum să facem față acestor probleme?

În primul rând, cum să treci de la măsurarea D EV la măsurarea cantităților necesare, L E și L V? Este simplu - știm deja toate relațiile, în special, știm deja L E / L V (aproximativ din Fig. 4, sau, dacă abordăm problema cu mai multă atenție, putem calcula mai precis) din unghiul maxim γ max dintre Venus iar Soarele cu punctul de vedere al Pământului. Mai știm D EV = L E - L V = L E (1 - L V /L E) din Fig. 7. Prin urmare, putem obține o valoare aproximativă a lui L E folosind:

unde α este unghiul de paralaxă măsurat în timpul tranzitului, iar γ max este unghiul maxim dintre Venus și Soare (Fig. 5). Măsurătorile mai precise necesită o geometrie mai complexă, dar cu aceeași idee de bază.

În al doilea rând, chiar dacă orbitele planetelor au fost perfect aliniate, cele două dimensiuni ale căii lui Venus nu trebuie să fie măsurate de la ecuatorul și polul Pământului. Ele pot fi măsurate de la oricare două latitudini. Geometria devine puțin mai complicată, dar nu mult, dar principiul rămâne (vezi Fig. 8).

Orez. 8

În al treilea rând, chiar și fără o aliniere perfectă, va exista un unghi mic de paralaxă atunci când se măsoară cantități din două puncte diferite de pe Pământ, iar dacă acest unghi este măsurat bine, această măsurătoare poate fi transformată (prin ecuații puțin mai complexe) într-o măsurătoare D. Acest lucru este prezentat în Fig. 8, mai jos.

A patra întrebare - problema istorică dificilă a măsurării deplasării unghiulare în calea lui Venus în timpul trecerii sale prin unghiul α - ne conduce la o încercare alternativă de a măsura timpul - fie timpul trecerii, fie pur și simplu începutul și sfârșitul trecerii. , mai degrabă decât unghiurile. Prima variantă a fost propusă de Halley pe baza ideilor lui Gregory, iar a doua, ca o îmbunătățire suplimentară, a fost propusă de Joseph Nicolas Delisle. Metoda lui Halley nu a necesitat sincronizarea ceasurilor din diferite locuri de pe Pământ; Metoda lui Delisle necesita și, prin urmare, se baza pe o tehnologie de ceas mai avansată.

Chiar și în secolul al XVII-lea sau al XVIII-lea, era mult mai ușor să măsori cu precizie intervalul, sau începutul și sfârșitul unei eclipse, decât să măsori cu precizie locația lui Venus în raport cu discul Soarelui, mai ales în absența unei fotografii. . În fig. În figura 9, puteți observa că căile violet și roșu ale lui Venus care traversează Soarele au lungimi ușor diferite datorită faptului că nu o traversează în același loc, ceea ce înseamnă că durata tranzitului va diferi cu un timp. legat de unghiul de paralaxă. Din păcate, totul se dovedește a fi mai complicat decât pare la prima vedere - Pământul se rotește și se mișcă în jurul Soarelui, astfel încât observatorul parcurge o distanță destul de semnificativă în timpul trecerii lui Venus pe discul solar. Prin urmare, este nevoie de mult efort (calculele sunt destul de complexe, deși la computerele moderne sunt mult mai simple) pentru a determina diferența dintre intervalele de timp de la începutul și sfârșitul trecerii observate de doi observatori diferiți pe Pământ, în funcție de distanța de la Soare. Halley la începutul secolului al XVIII-lea a înțeles toate principiile geometrice necesare (dacă scazi frazeologia și stilul englezesc învechit din textele sale, vei fi surprins cât de modern sună afirmațiile sale complexe și vei vedea că oamenii de știință în urmă cu trei sute de ani erau foarte asemănător cu oamenii de știință de astăzi, poseda aceeași inteligență și nu avea decât tehnologia științifică de astăzi).

Orez. 9

Toate acestea sugerează că paralaxa - diferența de poziție aparentă atribuită lui Venus în raport cu Soarele din punctul de vedere al observatorilor care îl măsoară în același timp, dar din diferite locuri de pe Pământ - a fost din punct de vedere istoric o metodă foarte importantă prin care se determină dimensiunea sistemului solar. Metode mai puternice ne sunt disponibile astăzi, dar s-ar putea să fiți interesat de faptul că ceea ce vedeți astăzi pe cer are o importanță istorică deosebită sau pur și simplu vă puteți bucura de vederea lui Venus mișcându-se maiestuos în jurul stelei noastre.

Astronomia este o lume întreagă plină de imagini frumoase. Această știință uimitoare ajută să găsim răspunsuri la cele mai importante întrebări ale existenței noastre: aflați despre structura Universului și trecutul său, despre sistemul solar, despre modul în care se rotește Pământul și multe altele. Există o legătură specială între astronomie și matematică, deoarece predicțiile astronomice sunt rezultatul unor calcule riguroase. De fapt, multe probleme din astronomie au devenit posibil de rezolvat datorită dezvoltării noilor ramuri ale matematicii.

Din această carte, cititorul va afla despre cum se măsoară poziția corpurilor cerești și distanța dintre ele, precum și despre fenomenele astronomice în timpul cărora obiectele spațiale ocupă o poziție specială în spațiu.

Puteți vedea traiectoria lui Venus și dimensiunea ei în comparație cu Soarele. Deoarece orbitele lui Mercur și Venus sunt ușor înclinate față de ecliptică, tranzitul se observă doar atunci când aceste planete sunt situate în apropierea liniei nodurilor (linia de intersecție a planurilor orbitelor lor cu planul eclipticii). Există reguli destul de complexe care vă permit să calculați frecvența tranzitelor astronomice. În medie, trecerea lui Mercur pe discul solar este observată de 13 ori la 100 de ani și este descrisă de legi foarte complexe.

Tranzitele lui Venus pe discul Soarelui sunt observate și mai rar: ele au loc de 4 ori la fiecare 243 de ani la intervale de 105,5; 8; 121,5 și 8 ani. De obicei, perechile de playthrough sunt considerate cu un interval de 8 ani. Ciclul de 243 de ani este relativ stabil, dar intervalele dintre tranzitele individuale variază pe măsură ce Venus este scoasă din orbita sa de atracția gravitațională a altor planete.

Prima trecere a unei planete pe discul solar

Pe baza rezultatelor observațiilor lui Tycho Brahe, Kepler a întocmit așa-numitele tabele Rudolphin, sau Rudolph, care descriu destul de exact mișcarea planetelor. Ghidat de aceste tabele, in 1629 Kepler anunta ca Mercur va traversa discul Soarelui la 7 noiembrie 1631, Venus la 6 decembrie a aceluiasi an. El a prevăzut că aceste tranzite astronomice ar putea fi observate cu ajutorul unui obiectiv de cameră, făcând o mică gaură într-o fereastră bine închisă și proiectând o imagine a Soarelui pe un ecran.

A fost posibil să se vadă trecerea lui Mercur pe discul Soarelui datorită faptului că unii astronomi au instalat un telescop în apropierea gaurii camerei obscure și au obținut astfel o imagine mărită a Soarelui. Astfel, una dintre observații a fost făcută la Paris, unde Pierre Gassendi a remarcat că diametrul lui Mercur, spre surprinderea sa, era de doar 12”, adică mult mai puțin decât se aștepta. Nu a fost posibil să se observe trecerea lui Venus pe discul Soarelui în decembrie aceluiași an, deoarece a avut loc după ce Soarele apusese deja în Europa.

Câțiva ani mai târziu, un preot englez Jeremy Horrocks (1618–1641) , care a studiat matematica și astronomia la Cambridge, a calculat că următorul tranzit al lui Venus pe discul solar va avea loc pe 4 decembrie 1639. În această zi, Horrocks a făcut observațiile necesare - la 15:15, 15:35 și 15:45 - și a observat că diametrul lui Venus era mai mic de 1' (diametrul Soarelui era de aproximativ 30').

În 1640, astronomul și matematicianul englez William Gascoigne a plasat mai multe filamente în punctul focal al unui telescop, asigurându-le astfel încât să poată fi mutate. Așa a fost inventat micrometrul, iar telescopul, dintr-un simplu dispozitiv de observații calitative, a devenit un dispozitiv de măsurători precise chiar și de unghiuri foarte mici. În plus, la un astfel de telescop ar putea fi atașat un cerc marcat pentru a măsura alte mărimi unghiulare.

În diferite ediții ale „Principiilor matematice ale filosofiei naturale” și „Optică”, Newton oferă diferite estimări ale distanței dintre Pământ și Soare, adică paralaxa Soarelui, care a variat de la 10 la 13 m , se știa doar cu siguranță că paralaxa Soarelui nu poate depăși 15” (valoarea efectivă folosită astăzi este de 8,794148 m). Valoarea exactă a paralaxei solare era necesară pentru a corecta tabelele astronomice, care au fost folosite nu numai de astronomi, ci și de navigatori. În plus, cunoștințele disponibile la acea vreme despre sistemul solar au făcut posibilă determinarea distanțelor relative dintre toate planetele și a rămas să se calculeze doar una dintre distanțe, de exemplu, paralaxa Soarelui, în formă explicită.

Edmund Halley, care a observat tranzitul lui Mercur pe discul solar în 1677, a propus să determine paralaxa Soarelui în timpul tranzitului lui Venus în 1761 și 1769. Metoda propusă de el a constat în observarea trecerii lui Venus din două puncte îndepărtate și a fost necesară înregistrarea cu precizie a momentului începutului și sfârșitului trecerii. A fost necesar să se exprime distanța unghiulară dintre traiectoriile lui Venus, observate din două puncte îndepărtate, ca o fracțiune din diametrul Soarelui, apoi să se determine acest diametru în mile și, în final, să se calculeze distanța de la Soare la Pământ. Astfel, tot ceea ce era necesar pentru observații era un telescop bun și un ceas precis. În plus, era mai convenabil să se observe tranzitul lui Venus decât cel al lui Mercur: chiar și atunci când se observă Venus, distanța unghiulară este de ordinul a doar 1/30 din diametrul Soarelui și, deoarece Mercur este mai aproape de lumina, distanța unghiulară dorită este și mai mică.

Tranzitul astronomic al lui Venus a fost extrem de important pentru calcularea distanței de la Pământ la Soare, dar tranzitul lui Mercur nu a fost mai puțin interesant.

Matematicianul francez Urbain Jean Joseph Le Verrier, după ce a studiat rezultatele observațiilor tranzitului lui Mercur, efectuate din 1631 până la mijlocul secolului al XIX-lea, a descoperit mișcarea periheliului lui Mercur, care a avut un impact enorm asupra teoriei lui Einstein despre relativitatea.

Motivele tranzitului lui Venus în perechi

Perioada de revoluție a lui Venus în jurul Soarelui este de 224,7 zile, perioada de revoluție a Pământului este de 365,25 zile. Împărțind 365,25 la 224,7 dă 1,6255. Astfel, în timpul în care Pământul face o revoluție completă în jurul Soarelui, Venus face 1,6255, sau aproximativ 13/8 rotații. Prin urmare, putem spune că dacă Pământul face n rotații în jurul Soarelui, atunci Venus face 13n/8 rotații.

Când vor coincide pozițiile Pământului și Venus? Evident, când 13n/8 este un număr natural, adică atunci când n este un multiplu al lui 8. Astfel, la fiecare 8 ani

Soarele, Pământul și Venus ar trebui să fie situate pe aceeași linie. Aceasta înseamnă că trecerea lui Venus pe discul Soarelui poate fi observată de pe Pământ la fiecare 8 ani, dar privind pe tabel, vei vedea că în realitate totul este diferit.

Uneori, tranzitele lui Venus sunt de fapt observate la intervale de 8 ani, dar acest lucru se întâmplă mai rar decât o dată pe secol. De ce se întâmplă asta? Răspunsul este simplu: calculele de mai sus ar fi corecte dacă planurile în care se află orbitele lui Venus și ale Pământului (planul ecliptic) ar coincide. Cu toate acestea, planul orbitei lui Venus este înclinat față de planul orbitei Pământului cu 3,4°. În consecință, tranzitul lui Venus poate fi observat doar atunci când atât Pământul, cât și Venus sunt situate lângă linia nodurilor, adică linia de intersecție a planurilor orbitelor lor. Cu alte cuvinte, distanța dintre orbitele planetelor ar trebui să fie mai mică decât diametrul Soarelui.

De exemplu, tranzitele lui Venus au fost observate în 2004 și 2012, dar nu în 1996, deoarece în acel an Venus era prea departe de planul ecliptic. Tranzitul lui Venus are loc atunci când atât Venus, cât și Pământul sunt aproape de nodul ascendent sau descendent. Venus și Pământul se apropie unul de celălalt de două ori (între 8 ani una de cealaltă) în apropierea nodului ascendent în decembrie, iar apoi, 121,5 ani mai târziu, se apropie de două ori unul de celălalt lângă nodul descendent în iunie. După 105,5 ani, se reunesc din nou de două ori la nodul ascendent și întregul ciclu se repetă din nou.

De asemenea, trebuie remarcat faptul că tranzitul lui Venus nu poate fi văzut de nicăieri pe Pământ: evident, observațiile pot fi făcute doar în timpul zilei, când Soarele se află deasupra orizontului. De exemplu, în 2004 pasajul putea fi văzut în Europa, dar în 2012 nu a putut fi observat în Portugalia și Oceanul Atlantic.

Expediții din secolele XVIII-XIX

Jeremy Horrocks credea că distanța de la Pământ la Soare ar putea fi calculată din rezultatele observațiilor tranzitului lui Venus, dar au fost începute proiecte la scară largă de observare a trecerii planetei pe discul Soarelui în 1761 și 1769. de Edmund Halley. Acestea au fost primele proiecte de cercetare comune ale oamenilor de știință europeni. La ele au participat sute de observatori de la diferite observatoare - singura modalitate de a garanta observarea cu succes a tranzitului. Observatorii s-au poziționat în puncte cât mai îndepărtate în longitudine.

În secolul al XVIII-lea, călătoria către tărâmuri îndepărtate era plină de anumite riscuri: la numeroasele pericole obișnuite s-a adăugat războiul dintre britanici și francezi din Oceanul Indian. Mulți oameni de știință au murit încercând să ajungă la destinație sau, ajungând, din diverse motive, nu au reușit să obțină rezultate exacte.

Marele interes al oamenilor de știință din acea vreme în determinarea distanței dintre Pământ și Soare s-a datorat faptului că, datorită celei de-a treia legi a lui Kepler, relațiile dintre distanțele de la toate planetele la Soare erau deja cunoscute. Și acum era suficient să calculăm distanța până la Soare de la una dintre planete, iar dimensiunea sistemului solar putea fi determinată automat. Halley a murit în 1742, dar comunitatea științifică europeană a continuat să lucreze la proiect. În 1761, peste 120 de persoane au luat parte la experiment, făcând observații din 62 de puncte în 1769, 151 de spioni în 77 de puncte diferite; Cercetătorii s-au confruntat cu dificultăți enorme, iar rezultatele obținute nu au corespuns întotdeauna cu cele așteptate. În ambele campanii, principala dificultate a fost de a ajunge la destinație și de a determina cu exactitate coordonatele locului și orei.

Membrii expediției din 1769 aveau deja experiență în observarea tranzitului lui Venus, datorită căreia au fost rezolvate unele probleme. O sursă de probleme a fost așa-numita blob negru, care a fost observată pentru prima dată în 1761.

Acest fenomen este cauzat de diverse motive, inclusiv de existența unei atmosfere pe Venus. Cu cât rezoluția instrumentelor astronomice era mai mare, cu atât acest fenomen a devenit mai vizibil. Dar a fost întotdeauna observat, deoarece suprafața Soarelui de lângă margine este mai puțin strălucitoare. Drept urmare, astronomii au determinat în mod eronat momentul exact al contactului dintre granița lui Venus și discul Soarelui - eroarea a variat de la 20 de secunde la 1 minut. Anterior, membrii unor expediții au construit modele care le-au permis observatorilor să determine eroarea cauzată de acest efect și să calculeze mai precis timpul de contact al lui Venus cu discul solar.

Cu câțiva ani înainte de observații, Joseph Nicolas Delisle a simplificat metoda lui Halley și a stabilit că este suficient să înregistreze momentul apusului sau părăsirii lui Venus de pe discul Soarelui. Delisle a început o corespondență plină de viață cu alți astronomi pentru a se pregăti pentru observații. Mulți participanți la proiect au început să strângă fonduri pentru implementarea acestuia. În acest moment, Franța și Marea Britanie au participat la Războiul de Șapte Ani, mulți astronomi francezi și britanici au fost capturați de trupele inamice. Pentru a observa tranzitul din 1761, Academia Franceză de Științe a organizat patru expediții. Cassini a călătorit la Observatorul Iezuit din Viena și a făcut observații cu arhiducele Iosif al Austriei. Alexandre Gua Pingre, în schimb, a mers pe insula Rodrigues din Oceanul Indian. La scurt timp după ce nava sa a rotunjit vârful sudic al Africii, Capul Bunei Speranțe, la orizont au apărut nave engleze. Membrii expediției au reușit să scape de ei, dar apoi au fost nevoiți să vină în ajutorul navei franceze și astfel au pierdut mult timp. Drept urmare, Pingre a ajuns la destinație cu doar nouă zile înainte de data estimată de tranzit. Din cauza vremii nefavorabile, el nu a putut să vadă începutul și sfârșitul tranzitului lui Venus pe discul solar și a putut să facă câteva măsurători doar când norii s-au curățat pentru scurt timp. Dar nenorocirile astronomului francez nu s-au încheiat aici: insula a fost capturată de britanici, iar Pingre a petrecut aproape trei luni de închisoare până când francezii au recucerit insula. La întoarcere, nava sa a fost din nou capturată, iar Pingre a fost obligat să aterizeze la Lisabona, de unde a ajuns la Paris pe uscat la un an și patru luni de la plecare. Soarta lui Guillaume Legentil a fost mult mai tristă, ceea ce merită o poveste separată (vezi caseta de pe pagina următoare).

Societatea Regală din Londra a finanțat trei călătorii: una la Insula Sf. Elena din largul coastei de sud-vest a Africii, alta la Newfoundland și o a treia în provincia Bengkulu de pe insula Sumatra. Această din urmă expediție, în mod ironic, a întâlnit și o navă franceză. În luptă, nava britanică a fost grav avariată, iar căpitanul a decis să se întoarcă în port. La a doua încercare, membrii expediției au ajuns la Capul Bunei Speranțe, dar aici au fost nevoiți să zăbovească, deoarece provincia Bengkulu a fost capturată de francezi.

La proiect au participat și astronomi spanioli, făcând observații de la Colegiul Imperial din Madrid și de la Observatorul Flotei din Cadiz. Au fost făcute în total 120 de observații. Pe baza rezultatelor analizei rezultatelor, astronomii au obținut diferite valori ale paralaxei solare: de la 8,28” la 10,60”. Motivul discrepanțelor a fost parțial efectul de picătură neagră menționat mai sus, precum și inexactitățile în determinarea longitudinii locurilor de observare.

EXPEDIȚII GUILLAUMA LEGENTILLE

Guillaume Legentil a participat la două observații ale tranzitului lui Venus în 1761 și 1769, organizate de Academia Franceză de Științe. În primul caz, el plănuia să facă observații în Pondicherry, o posesie franceză din sud-estul Indiei. Expediția lui Legentil a plecat din Brest pe 26 martie 1760. Participanții au avut timp suficient pentru a ajunge la destinație și pentru a se pregăti pe îndelete pentru observațiile lor. Cu toate acestea, Legentil a fost întârziat pe drum de dificultăți cauzate de ostilitățile dintre Franța și Anglia, vremea rea și chiar un uragan. Când expediția era deja la obiectivul său, s-a știut că Pondicherry fusese capturată de britanici și nu mai era nimic de făcut decât să se întoarcă înapoi. În cele din urmă, Legentille a făcut observații în timp ce se afla în larg. Din păcate, s-au dovedit a fi inutile, deoarece coordonatele exacte ale navei erau necunoscute. Dezamăgit de eșec, Legentille a decis să nu părăsească regiunea și să facă observații cu privire la următorul tranzit al lui Venus de la Pondicherry, unde de această dată a ajuns cu 14 luni înainte de data dorită. Și din nou norocul s-a întors împotriva lui: în ziua tranzitului cerul era ascuns de nori.

Legentille s-a întors în Franța în 1771, după ce a petrecut 11 ani, 6 luni și 13 zile în străinătate, doar pentru a constata că a fost declarat mort și moștenitorii săi îi împărțeau deja proprietatea.

Pentru a recâștiga ceea ce îi aparținea de drept, Legentil a cheltuit mult timp, bani și efort, iar peste tot era însoțit de eșecuri. Vorbind despre călătoria sa, el a scris: „O astfel de soartă îi așteaptă adesea pe astronomi. Am parcurs aproape zece mii de leghe; Am traversat mările, părăsind patria mea, doar pentru a deveni un observator al norului nefericit care a întunecat Soarele în momentul exact al observațiilor mele și pentru a culege roadele nenorocirilor care mi s-au întâmplat.”

Comunitatea astronomică a făcut toate eforturile pentru a se asigura că rezultatele observațiilor tranzitului lui Venus în 1769 au fost mai precise decât în 1761. Și această sarcină a fost rezolvată cu succes. Britanicii au organizat trei expediții, dintre care două sunt descrise în anexă. Francezii au mai echipat trei: unul condus de Legentil, care din nou a întâmpinat multe probleme, altul de Pingre, care a mers la Santo Domingo și de data aceasta și-a atins obiectivul fără prea multe greutăți, al treilea de starețul Chappe, care a plecat în California, însoțit de doi. marinari spanioli. Atât britanicii, cât și francezii au cerut autorităților spaniole permisiunea de a face observații pe teritoriile americane. Permisiunea a fost cerută și de expedițiile anterioare echipate de Societatea Regală din Londra și Academia Franceză de Științe pentru a efectua măsurători geodezice și a determina forma Pământului. Omul de știință și navigatorul Jorge Juan, care a participat la expediția geodezică, și-a exprimat punctul de vedere autorităților spaniole și a făcut observații fără echivoc: „Motivul zelului acestor domni este de a face pe cât posibil următoarele: nu vor să fie un singur port, fortificație, drum, sat sau deșert, pe care nu îl cercetează, din care nu întocmesc plan și nu raportează public despre acesta. Acest lucru este extrem de nedorit (...)"

Astfel, spaniolii au acceptat să asiste doar misiunea lui Jean-Baptiste Chappe: acesta a fost însoțit de marinarii spanioli Vicente Dos și Salvador Medina, care au purtat cu ei toate instrumentele necesare pentru a face observații independent de francezi. Expediția a pornit din Cadiz pe 21 decembrie 1768. După ce au traversat Oceanul Atlantic și teritoriile mexicane, pe 15 aprilie participanții au ajuns pe coasta Pacificului. Apoi s-au îmbarcat pe nave și s-au îndreptat spre California, dar vânturile în contra au lăsat loc calmului, iar călătorii au văzut coasta Californiei abia pe 18 mai. Întrucât tranzitul lui Venus era așteptat pe 3 iunie, Shapp a insistat să aterizeze pe țărm în apropierea mănăstirii San Josedel Cabo, ceea ce membrii expediției au făcut în ciuda faptului că zona a fost devastată de o epidemie de tifos. Teama de a rata tranzitul lui Venus era mai puternică decât frica de boală. Au fost efectuate observațiile necesare, dar Shapp, Salvador Medina și cea mai mare parte a echipei au murit de tifos. Trebuie adăugat că alți astronomi spanioli din Cadiz, Mexico City și orașul Santa Ana din California au monitorizat și trecerea lui Venus pe discul Soarelui.

Dacă luăm în considerare doar rezultatele observaționale publicate, atunci trecerea lui Venus pe discul solar a fost monitorizată de 151 de astronomi din 77 de puncte diferite de pe glob. Rezultatul observațiilor a fost următorul: paralaxa Soarelui se află în intervalul cuprins între 8,43 m și 8,80 m - o cifră destul de precisă, ținând cont de efectul de picătură neagră. În secolul al XIX-lea, având metode de procesare a datelor mult mai bune și coordonate de observație mai precise, Simon Newcombe, pe baza acelorași rezultate, a obținut o valoare a paralaxei de 8,79 m, ceea ce este foarte apropiat de ceea ce se folosește astăzi.

Tranzitul lui Venus pe discul solar în secolul al XIX-lea a fost observat în 1874 și 1882. De data aceasta, astronomii au fost interesați să determine distanțele nu numai dintre planetele sistemului solar, ci și până la cele mai apropiate stele. După cum am menționat deja, în 1838 Friedrich Wilhelm Bessel a putut măsura paralaxa unei stele pentru prima dată - a fost steaua 61 Cygni. Până la sfârșitul secolului, paralaxele a încă 21 de stele au fost măsurate. Calculele s-au bazat pe distanța dintre două puncte opuse ale orbitei pământului, iar observațiile stelelor selectate au fost făcute la intervale de 6 luni. Determinarea paralaxei Soarelui cu cea mai mare precizie posibilă a fost extrem de importantă. La observarea tranzitului lui Venus, era de așteptat ca efectul de picătură neagră să fie eliminat folosind fotografie, dar speranțele astronomilor nu s-au realizat. Oricum ar fi, în 1874 s-a putut obține rezultate destul de precise: pe baza rezultatelor măsurătorilor, s-a stabilit că paralaxa Soarelui se află în intervalul 8,79-8,83”. Tranzitul lui Venus în 1882 nu a fost monitorizat atât de atent: pentru a îmbunătăți semnificativ rezultatul anterior, au fost necesare noi metode care nu erau disponibile în acel moment.

Astăzi, pentru determinarea distanțelor dintre corpurile cerești, rezultatele observațiilor anterioare ale tranzitelor astronomice nu au nicio valoare. Cu toate acestea, căutarea planetelor extrasolare urmează exact același model.

<<< Назад

Înainte >>>

Observarea lui Venus

Vedere de pe Pământ

Venus este ușor de recunoscut deoarece este mult mai strălucitoare decât cele mai strălucitoare stele. O trăsătură distinctivă a planetei este culoarea albă netedă. Venus, ca și Mercur, nu se deplasează foarte departe de Soare pe cer. În momentele de alungire, Venus se poate îndepărta de steaua noastră cu maximum 47,8°. La fel ca Mercur, Venus are perioade de vizibilitate dimineața și seara: în antichitate se credea că Venus dimineața și seara erau stele diferite. Venus este al treilea cel mai luminos obiect de pe cerul nostru. În perioadele de vizibilitate, luminozitatea sa maximă este de aproximativ 4,4 m.

Cu un telescop, chiar și unul mic, puteți vedea și observa cu ușurință schimbările în faza vizibilă a discului planetei. A fost observat pentru prima dată în 1610 de Galileo.

Mergând peste discul Soarelui

Deoarece Venus este situată mai aproape de Soare decât de Pământ, trecerea lui Venus pe discul Soarelui poate fi observată de pe Pământ. În acest caz, planeta apare ca un mic disc negru pe fundalul unei stele uriașe. Cu toate acestea, aceasta este o întâmplare foarte rară. Pe parcursul a aproximativ două secole și jumătate, au loc patru pasaje - două în decembrie și două în iunie. Ultima a avut loc pe 6 iunie 2012. Următorul joc nu va avea loc până pe 11 decembrie 2117.

Trecerea lui Venus peste discul Soarelui a fost observată pentru prima dată la 4 decembrie 1639 de astronomul englez Jeremiah Horrocks (1619-1641). El a prezis acest fenomen.

Un interes deosebit pentru știință au fost observațiile „fenomenului lui Venus pe Soare” făcute de M.V. Lomonosov 6 iunie 1761. Acest fenomen cosmic a fost, de asemenea, calculat în avans și așteptat cu nerăbdare de astronomii din întreaga lume. Studiul său a fost necesar pentru a determina paralaxa, ceea ce a făcut posibilă clarificarea distanței de la Pământ la Soare (folosind metoda dezvoltată de astronomul englez E. Halley), ceea ce a necesitat organizarea observațiilor din diferite puncte geografice de pe suprafața globul – un efort comun al oamenilor de știință din multe țări.

Din manuscrisul lui M.V. Lomonosov „Apariția lui Venus pe Soare...”. 1761

Studii vizuale similare au fost efectuate la 40 de puncte cu participarea a 112 persoane. Pe teritoriul Rusiei, organizatorul lor a fost M.V. Lomonosov, care s-a adresat Senatului pe 27 martie cu un raport care justifică necesitatea dotării expedițiilor astronomice în Siberia în acest scop, a făcut o petiție pentru alocarea de fonduri pentru acest eveniment costisitor, a întocmit manuale pentru observatori etc. Rezultatul eforturilor sale a fost direcția expediției lui N.I. Popov la Irkutsk și S.Ya. Rumovsky - către Selenginsk. De asemenea, l-a costat efort considerabil să organizeze observații la Sankt Petersburg, la Observatorul Academic, cu participarea lui A.D. Krasilnikov și N.G. Kurganova. Sarcina lor a fost să observe contactele lui Venus și Soarele - contactul vizual al marginilor discurilor lor. M.V. Lomonosov, care era cel mai interesat de partea fizică a fenomenului, efectuând observații independente în observatorul său de acasă, a descoperit o margine ușoară în jurul lui Venus.

Acest pasaj a fost observat în toată lumea, dar numai M.V. Lomonosov a atras atenția asupra faptului că, atunci când Venus a intrat în contact cu discul Soarelui, în jurul planetei a apărut o „strălucire subțire, asemănătoare părului”. Același halou de lumină a fost observat în timpul coborârii lui Venus de pe discul solar.

M.V. Lomonosov a dat explicația științifică corectă pentru acest fenomen, considerând că este rezultatul refracției razelor solare în atmosfera lui Venus. „Planeta Venus”, a scris el, „este înconjurată de o atmosferă de aer nobilă, asemenea (dacă nu mai mult) decât cea care înconjoară globul nostru”. Astfel, pentru prima dată în istoria astronomiei, chiar cu o sută de ani înainte de descoperirea analizei spectrale, a început studiul fizic al planetelor. La acea vreme, aproape nimic nu se știa despre planetele sistemului solar. Prin urmare, prezența unei atmosfere pe Venus M.V. Lomonosov a considerat-o ca o dovadă incontestabilă a asemănării planetelor și, în special, a asemănării dintre Venus și Pământ. Efectul a fost văzut de mulți observatori: T. Bergman, P. Wargentin, Chappe d'Oterosh, S.Ya Rumovsky, dar numai M.V Lomonosov a interpretat corect acest fenomen de împrăștiere a luminii în timpul incidența pășunatului (la M.V. Lomonosov - „bump”), și-a primit numele - „fenomenul lui Lomonosov”.

Un al doilea efect interesant a fost observat de astronomi, când discul lui Venus s-a apropiat de marginea exterioară a discului solar sau s-a îndepărtat de acesta. Acest fenomen, descoperit tot de M.V. Lomonosov, nu a fost interpretat în mod satisfăcător și, aparent, ar trebui privit ca o reflectare în oglindă a Soarelui de către atmosfera planetei - este mai ales mare la unghiuri mici de pășunat, când Venus este aproape de Soare. Omul de știință îl descrie astfel:

În timp ce așteptam ca Venus să intre în Soare la aproximativ patruzeci de minute după timpul prescris în efemeride, am văzut în sfârșit că marginea solară a intrării așteptate devenise neclară și oarecum încețoșată, dar înainte era foarte clar și chiar peste tot. Ieșirea completă, sau ultima atingere a marginii din spate a lui Venus la Soare chiar la ieșire, a fost, de asemenea, cu o oarecare separare și cu obscuritatea marginii solare.

Tranzitul lui Venus pe discul Soarelui- un tip de tranzit astronomic (tranzit) - apare atunci când planeta Venus este situată exact între Soare și Pământ, acoperind o mică parte a discului solar. În același timp, planeta arată de pe Pământ ca o mică pată neagră care se mișcă peste Soare. Tranzitele sunt asemănătoare eclipselor de soare, unde steaua noastră este oclusă de Lună, dar deși Venus are diametrul de aproape 4 ori mai mare decât cel al Lunii, în timpul tranzitului apare de aproximativ 30 de ori mai mică decât Soarele, deoarece este mult mai departe de Pământ decât luna. Înainte de era explorării spațiului, observațiile acestui fenomen le-au permis astronomilor să calculeze distanța de la Pământ la Soare folosind metoda paralaxei.

Durata trecerii este de obicei de câteva ore (în 2004 a durat 6 ore). În același timp, acesta este unul dintre cele mai rare fenomene astronomice previzibile. La fiecare 243 de ani se repetă 4 pasaje: două iarna (după 8 ani), apoi un interval lung de 121,5 ani, încă două vara (din nou după 8 ani) și un interval de 105,5 ani: 247. De exemplu, pasajele anterioare de iarnă au avut loc pe 9 decembrie 1874 și 6 decembrie 1882. Cea mai recentă trecere a avut loc în 2004, pe 8 iunie, iar următoarea va avea loc în 2012 pe 6 iunie la răsărit în emisfera estică și pe 5 iunie la apus în emisfera vestică. Pasajele ulterioare vor avea loc abia în 2117 și 2125, din nou în decembrie.

Acest fenomen poate fi observat în siguranță luând aceleași precauții ca în timpul unei eclipse parțiale de soare. Privirea soarelui strălucitor fără protecție a ochilor poate provoca leziuni grave sau chiar permanente ale retinei.

anul 2012

Trecerea lui Venus peste discul Soarelui în 2012 este ultima din secolul 21 pentru un observator pământesc. Acesta va fi observat în întregime în regiunea Pacificului, inclusiv în cea mai mare parte a Rusiei. În cea mai mare parte a Europei, doar o parte a fenomenului va fi observată după răsărit, America de Nord - înainte de apus (cu excepția acelor zone în care Soarele nu apune sub orizont, în aceste zone trecerea va fi complet vizibilă).
Ca și în cazul pasajului precedent al perechii actuale, care a avut loc în 2004, folosind instrumente speciale a fost posibil să se observe fenomenul Lomonosov: atunci când Venus atinge discul Soarelui, apare o „strălucire subțire ca părul” în jurul planetei - o consecință a planetei având o atmosferă descoperită de M. V. Lomonosov în timpul trecerii lui Venus peste discul Soarelui în 1761. În timpul trecerilor mai frecvente ale lui Mercur pe discul solar, acest efect nu este observat, deoarece Mercur nu are atmosferă.

Fotografii și videoclipuri online cu tranzitul trecut al lui Venus pe forumul nostru!

Trecerea lui Venus peste discul Soarelui - un tip de trecere astronomică (tranzit) - are loc atunci când planeta Venus este situată exact între Soare și Pământ, acoperind o mică parte a discului solar. În același timp, planeta arată de pe Pământ ca o mică pată neagră care se mișcă peste Soare. Tranzitele sunt asemănătoare eclipselor de soare, unde steaua noastră este oclusă de Lună, dar deși Venus are diametrul de aproape 4 ori mai mare decât cel al Lunii, în timpul tranzitului apare de aproximativ 30 de ori mai mică decât Soarele, deoarece este mult mai departe de Pământ decât luna. Înainte de era explorării spațiului, observațiile acestui fenomen le-au permis astronomilor să calculeze distanța de la Pământ la Soare folosind metoda paralaxei.

Durata trecerii este de obicei de câteva ore (în 2004 a durat 6 ore). În același timp, acesta este unul dintre cele mai rare fenomene astronomice previzibile. La fiecare 243 de ani, se repetă 4 pasaje: două iarna (după 8 ani), apoi o perioadă lungă de 121,5 ani și încă două vara (din nou după 8 ani). De exemplu, pasajele anterioare de iarnă au avut loc pe 9 decembrie 1874 și 6 decembrie 1882. Cel mai recent pasaj a avut loc în 2004, pe 8 iunie, iar următorul va avea loc pe 6 iunie 2012. Pasajele ulterioare vor fi abia în 2117 și 2125, din nou în decembrie.

Răsărit pe 6 iunie la Moscova - 04h:48m

Apus de soare pe 6 iunie la Moscova - 23h:08m

În 2012, pe 6 iunie, ora Moscovei, timpul de trecere este următorul:

02h:08m - începutul trecerii planetei Venus pe discul Soarelui (răsărit cu planeta pe disc)

05h:34m - mijlocul trecerii planetei Venus peste discul Soarelui (răsărit cu planeta pe disc)

08h:57m - sfârșitul trecerii planetei Venus peste discul Soarelui (răsărit cu planeta pe disc)

OBSERVAȚIILE TRECEI LUI VENUS PE DISCUL SOARELOR TREBUIE FĂCUTĂ PRIN STICLA ÎNCHISĂ, CARE SLABĂ LUMINA SOARELE! În caz contrar, vederea îți poate fi deteriorată. Sticla de protectie folosita de sudorii electrici este potrivita. Este recomandabil să instalați filtrul în fața lentilei și nu în spatele ocularului instrumentului optic. Dacă nu este posibil să atașați filtrul în fața lentilei, atunci ESTE NECESAR A IRIST LENTILA aproximativ jumătate, adică Acoperiți lentila cu o bucată de carton gros, cu o gaură egală în diametru cu jumătate din diametrul lentilei.

După aceasta, puteți utiliza sticlă închisă la culoare la ocular. Nu este permisă utilizarea materialelor flexibile de topire, cum ar fi pelicule expuse sau discuri magnetice, ca filtru pentru ocular, deoarece se pot topi din razele focalizate ale Soarelui și vă pot deteriora vederea! Dacă observați Soarele printr-un telescop fără diafragmă pe lentilă, sticla închisă la culoare folosită în ocular poate izbucni din cauza supraîncălzirii și, de asemenea, poate deteriora ochiul. Pe lângă sticla închisă la culoare, puteți folosi film fotografic expus și dezvoltat pliat în mai multe straturi sau discuri magnetice folosite de pe dischete pentru un computer.

Pentru a observa acest fenomen astronomic minunat, trebuie să ai un binoclu sau un telescop, iar oamenii cu ochi arăți vor putea să vadă Venus cu ochiul liber! Diametrul discului vizibil al lui Venus în momentul tranzitului va fi egal cu 60 de secunde de arc, care se află la limita rezoluției ochiului uman. Raza aparentă a Soarelui în acest moment va fi egală cu 945,3 secunde de arc sau 15,75 minute de arc. Telescopul sau binoclul trebuie montate pe un suport rigid (trepied), care va evita tremurarea imaginii. Observațiile care au o oarecare valoare științifică constau în înregistrarea momentelor de contact dintre marginile discului lui Venus și marginea discului solar. Precizia unei astfel de fixări poate fi de 0,1 secunde.

Și datorită efectului „picătură neagră”, primul și ultimul contact vor fi dificil de înregistrat cu o precizie bună. Pentru a face acest lucru, trebuie să aveți un cronometru care să arate zecimi (de preferință sutimi) de secundă. Pentru a înregistra mai precis momentele de contact, trebuie să observați Venus cu un instrument cu o mărire de 100 de ori sau mai mult. Cronometrul ar trebui să fie reglat la semnalele de timp exacte de pe ceasul radioului sau al televiziunii înainte de difuzările de știri. Trebuie să începeți observarea cu câteva minute înainte de ora estimată. Trebuie amintit că printr-un telescop imaginea este văzută cu capul în jos decât atunci când este observată cu binoclu.

Momentul primului contact la observarea prin binoclu trebuie așteptat în partea superioară a discului solar, într-un punct situat la 118 grade de-a lungul limbului solar în sens invers acelor de ceasornic (spre stânga) față de punctul nord (unghi de poziție 118 grade, măsurat de la punctul de nord în sens invers acelor de ceasornic). Când se observă printr-un telescop, intrarea lui Venus în discul solar ar trebui să fie așteptată în partea dreaptă sus a discului solar. În momentul primului contact, este necesară fixarea cronometrului și înregistrarea citirilor cu o precizie, de preferință, de până la 0,1 secunde. Pe măsură ce ne apropiem de al doilea și al treilea contact, va fi posibil să observăm aceeași margine luminoasă (atmosfera) la marginea discului lui Venus, care a fost descrisă pentru prima dată de M.V. Același lucru trebuie făcut pentru al doilea, al treilea și al patrulea contact. Primul contact este cel mai greu de realizat, parțial datorită efectului de picătură neagră. Contactele rămase sunt mai ușor de detectat, deoarece Venus este clar vizibilă pe discul Soarelui, dar din nou, la al patrulea contact se va simți efectul „picătură neagră”.

Totul despre tehnologia mobilă