Este un fenomen asemanator cu cel care a avut loc la 7 mai 2003, când Mercur a trecut prin fata Soarelui.

Daca va mai amintiti câte ceva din lectiile de astronomie, stiti ca doar doua dintre cele 9 planete ale sistemului solar se afla intre noi si astrul zilei: cele doua sunt Mercur si Venus. Cea de-a doua, Venus, este de altfel cel mai apropiat obiect ceresc de noi (desigur, cu exceptia Lunii) si prezinta un interes deosebit pentru noi, tocmai datorita vecinatatii si asemanarii cu planeta noastra. Asadar, singurele corpuri ceresti care se pot interpune intre noi si Soare sunt doar Mercur, Venus si, evident, Luna. In cazul Lunii are loc o eclipsa de Soare, fenomen cu care ne-am obisnuit deja (daca ar fi sa ne amintim doar de eclipsa totala de Soare de la 11 august 1999 si de cea inelara de la 31 mai 2003, vizibile din tara noastra). Spre deosebire de acestea, trecerile lui Mercur sau Venus intre noi si Soare sunt fenomene rare, dar si mult mai putin spectaculoase decât o eclipsa de Soare. Diametrul aparent maxim al lui Mercur este de numai 1/200 din cel al Soarelui (motiv pentru care tranzitul lui Mercur din 2003 a trecut aproape neobservat pentru cei neavizati), iar diametrul aparent maxim al lui Venus este intr-adevar mai mare, dar numai de 1/30 din cel solar. Asadar, mult prea mic ca sa acopere discul solar, dar suficient de mare pentru ca un astfel de fenomen sa poata fi observat cu ochiul liber, nu fara o protectie corespunzatoare a ochilor (speram ca nu v-ati aruncat ochelarii speciali pe care i-ati folosit la observarea eclipsei in 1999. Daca da, atunci puteti observa fenomenul printr-o simpla proiectie pe un carton sau cumparând ... altii!).

Toate momentele sunt date in timp universal, pentru aceasta data diferenta dintre timpul terestru si timpul universal fiind de 65,18 s. Longitudinile sunt pozitive spre vest si negative spre est.

Pozitii de contact Locul care are planeta la zenit
 

Faze	Moment (UTC)	Longitu- dine	Latitu- dine	Longitu- dine	Latitu- dine
Primul contact al penumbrei	5 h 6 m 30,5 s	+177° 25,7'	-23° 12,9'	-103° 24,1'	+22° 45,4'
Primul contact al umbrei	5 h 25 m 27,4 s	-176° 27,6'	-25° 52,1'	- 98° 38,6'	+22° 45,2'
Maximul trecerii	8 h 19 m 44,3 s	- 86° 39,9'	-63° 29,9'	- 54° 52,4'	+22° 43,1'
Ultimul contact al umbrei	11 h 13 m 58,9 s	+ 48° 52,7'	-49° 30,5'	- 11° 6,8'	+22° 41,0'
Ultimul contact al penumbrei	11 h 32 m 56,0 s	+ 56° 11,2'	-47° 8,5'	- 6° 21,3'	+22° 40,7'

 

Durata trecerii generale: 6 h 26 m 25,45 s.

Durata trecerii prin umbra: 5 h 48 m 31,49 s.

Raza conului de umbra: 42,08 R

Distanta geocentrica a marginii umbrei: 13,30 R

Distanta geocentrica a marginii penumbrei: 15,95 R

Raza conului de penumbra: 44,73 R

Distanta topocentrica minima: 10' 5,156"

Faze geocentrice	Momentul (UTC)	Longitudine	Latitudine
Primul contact exterior	5 h 13 m 33,2 s	-101° 37,9'	+22° 45,3'
Primul contact interior	5 h 32 m 49,8 s	- 96° 47,5'	+22° 45,1
Maximul trecerii	8 h 19 m 43,5 s	- 54° 52,6'	+22° 43,1'
Ultimul contact interior	11 h 6 m 37,1 s	- 12° 57,8'	+22° 41,0'
Ultimul contact exterior	11 h 25 m 53,8 s	- 8° 7,3'	+22° 40,8'

Durata trecerii generale: 6 h 12 m 20,68 s.

Durata trecerii umbrei: 5 h 33 m 47,26 s.

Distanta unghiulara geocentrica minima: 10' 26,875"
 
 

Predictia trecerii lui Mercur si a lui Venus prin fata Soarelui necesita o buna cunoastere a miscarilor orbitale ale celor doua planete. Ea fost posibila incepând cu secolul XVII datorita lucrarilor lui Johannes Kepler (1571–1630) si a publicarii in anul 1627 a celebrelor Tabele Rudolphine, numite astfel in onoarea vechiului sau protector, imparatul german Rudolph al II-lea de Habsburg (1552–1612). Kepler a prezis trecerea lui Mercur la 7 noiembrie 1631 si pe cea a lui Venus la 7 decembrie 1631, pe care nu le-a mai putut insa observa. El a mai gasit si o perioada aproximativa de recurenta de 120 de ani pentru observarea trecerilor lui Venus.

Pastorul englez Jeremiah Horrocks (1619–1641) a prezis o trecere a lui Venus pentru duminica 4 decembrie 1639 la ora 3 p.m. (24 noiembrie 1639 in calendarul iulian); predictie in contradictie cu perioada de 120 ani gasita de Kepler. El observa aceasta trecere din satul sau din Hoole (aproape de Preston), proiectând imaginea Soarelui pe o hârtie gradata si realiza astfel prima masuratoare a unei treceri a lui Venus prin fata Soarelui.

El nu a putut sa observe inceputul fenomenului, intrerupând observatia pentru a-si onora obligatiile religioase. Cu ajutorul acestei observatii, Horrocks a calculat pozitia nodului orbitei lui Venus, a apreciat diametrul aparent al planetei, care nu putea fi mai mare de un minut de arc, si valoarea paralaxei solare care nu putea fi de peste 14", ceea ce corespunde unei distante Soare-Pamânt de circa 14 700 raze terestre. Lucrarea sa Venus in sole visa, in care descrie observarea fenomenului, a fost publicata de catre Jan Hevelius in 1662.

Alte parti ale lucrarii sale asupra lui Venus vor fi editate de catre John Wallis in 1672.

In 1677, Edmond Halley (1656–1742) observa pe insula Sfânta Elena trecerea lui Mercur din 7 noiembrie. El a imaginat atunci o metoda pentru a determina paralaxa solara, cu alte cuvinte distanta Pamânt-Soare. Pentru aceasta a exclus trecerile lui Mercur, pentru ca paralaxa acestei planete este mai mica si trecerile sale sunt mai greu de observat.

Metoda sa se bazeaza pe compararea momentelor trecerilor lui Venus masurate din mai multe locuri la latitudini cât mai diferite. Diferenta dintre momentele trecerilor observate duce la determinarea paralaxei lui Venus, apoi la cea a Soarelui. Urmatoarele treceri ale lui Venus trebuind sa se produca in 1761 si 1769, Halley lasa succesorilor sai grija de a realiza observatiile si de a aplica metoda sa. Predictiile si recomandarile sale au fost publicate in Philosophical Transactions of the Royal Society in 1691, 1694 si 1716.

Astronomul francez Joseph-Nicolas Delisle (1688–1768) propusese, inca din 1722, o alta metoda care se baza pe observarea unei singure faze a trecerii (primul sau ultimul contact interior). Aceasta metoda permitea cresterea numarului de locuri de observatie posibile pentru ca puteau fi adaugate toate locurile unde era vizibila doar o faza. Numai ca aceasta cerea o cunoastere foarte buna a .longitudinilor locurilor de observatie, destul de greu de realizat la mijlocul secolului al XVIII-lea.

Trecerea lui Venus in 1761

Pentru aceasta trecere, s-a mobilizat intreaga comunitate astronomica.

Academia Regala de Stiinte din Franta organiza cu acest prilej trei campanii de observatii. Astronomii englezi au organizat si ei doua campanii indepartate pentru observarea fenomenului. Si alte tari au participat la aceasta campanie. Numarul total al observatorilor profesionisti ai trecerii a fost de 120, repartizati in 62 de locuri. Este interesant de remarcat ca o parte din locurile de observatie fusesera deja alese de Halley inca din 1716.

Rezultatele nu au fost pe masura asteptarilor, valorile gasite pentru paralaxa solara variind intre 8,5" si 10,5", in functie de autorii care au redus observatiile. O diferenta atât de mare avea doua cauze principale: slaba cunoastere a longitudinilor locurilor de observatie si asa-numitul fenomen de picatura neagra, care falsifica determinarea momentelor primului si ultimului contact interior.

Experienta dobândita in timpul trecerii din 1761 va servi la ameliorarea metodelor de observare pentru trecerea din 1769, trecere mult mai favorabila, fiind mai centrala. Un loc de frunte in organizarea expeditiilor l-au avut francezii si englezii, care au organizat chiar un comitet special pentru pregatirea campaniei de observare. Academia Imperiala Rusa, la indemnul tarinei Ecaterina a II-a, invita de asemenea numerosi astronomi straini sa vina sa observe trecerea lui Venus.

Trecerea din 1769 a inregistrat 151 observatii profesioniste, repartizate in 77 de locuri. Cu toate mijloacele de observatie puse in lucru, 27 de lunete acromatice (erau doar trei in timpul trecerii din 1761), observatiile nu au permis obtinerea unei valori definitive pentru paralaxa solara.

In secolul care trecuse, progresul tehnic a fost considerabil, mai ales prin introducerea tehnicii fotografice. Observarea trecerii din 1874 a fost posibila pe pamânturi australe, in China (Pekin), in Japonia (Nagasaki) si nord-estul asiatic.

In România fenomenul a fost urmarit de profesorii Neculai Culianu (1832–1915) si Stefan Micle de la Universitatea din Iasi. Dispunând de mijloace foarte modeste, ei nu au obtinut aceleasi rezultate ca acelea raportate de T. von Oppolzer si E. Weiss, ale caror observatii facute la Iasi au fost chiar mai bune decât cele realizate la Viena.

Trecerea lui Venus din 1882 a prilejuit si ea numeroase expeditii. Trecerea a fost vizibila din America de Sud. Francezii au organizat zece misiuni. Naval Observatory (SUA) a trimis opt expeditii in toata lumea pentru a observa trecerea. Ei nu s-au limitat la studiul fenomenului. Astfel, in insulele Sandwich, in 1882, germanii s-au instalat la Royal Bay pentru primul an geofizic international.

Reducerea observatiilor acestor doua treceri i-au permis lui Newcomb sa calculeze o valoare a paralaxei solare cu o precizie de ordinul sutimii de secunda de arc. Si alte masuratori au fost utilizate pentru a determina paralaxa solara: s-a continuat sa se foloseasca masuratori ale paralaxei lui Marte in preajma opozitiilor. S-a folosit si masurarea paralaxelor asteroizilor in timpul trecerilor apropiate de Pamânt. Dar a trebuit sa se astepte masurarea distantelor prin metode radar pentru a obtine o foarte buna valoare a paralaxei solare si a confirma valoarea obtinuta de Newcomb pe baza observatiilor lui Venus.
 
 

Un fenomen similar a mai fost vazut in 1639, 1761, 1769, 1874 si, ultima oara, in 1882.

Urmatoarea trecere are loc la 8 iunie 2004. Alinierea Soare-Venus-Pamânt se va repeta 8 ani mai târziu, la 6 iunie 2012, pentru ca 8 ani terestri corespund la 5 revolutii sinodice ale lui Venus, cu aproximatie de vreo 2 zile. Perioadele nefiind perfect comensurabile, in 2020 nu va mai fi tranzit, Venus trecând ceva mai la nord de Soare. Trecerile urmatoare vor avea loc in 2117, 2125, 2247, 2255, 2360, 2368, 2490, 2498, urmând o perioada de 243 ani sau 152 revolutii sinodice ale lui Venus.

Determinarea paralaxei solare

Ultima lege a lui Kepler ne permite sa cunoastem destul de bine dimensiunile sistemului solar. Este suficient sa cunoastem o singura distanta intre planete sau intre o planeta si Soare pentru a le calcula pe toate celelalte. Cunoasterea paralaxei solare (unghiul sub care se vede raza terestra din Soare) este echivalenta cu cunoasterea distantei Pamânt-Soare.

Masuratorile si calculele efectuate inca din antichitate subestimau cu mult valoarea reala a acestei distante.

Iata o trecere in revista ale diferitelor determinari ale paralaxei Soarelui incepând cu jumatatea secolului XVIII.
 

Metoda / autor	Paralaxa
Trecerile din 1761 si 1769	8,43" si 8,80"
Trecerile din 1761 si 1769, Encke (1824)	8,5776"
Trecerile din 1761 si 1769, (1835)	8,571 +/- 0,037"
Paralaxa lui Marte, Hall (1862)	8,841"
Paralaxa asteroidului Flora, Galle (1875)	8,873"
Paralaxa lui Marte, Gill (1881)	8,78"
Trecerile din 1874 si 1882, Newcomb (1890)	8,79"
Paralaxa asteroidului Eros, Hinks (1900)	8,806"
Paralaxa asteroidului Eros (1941)	8,790"
Masuratoare radar, NASA (1990)	8,79415"

 

Doua fenomene legate de difractie: vulcanul lui Mercur si picatura neagra

In timpul primelor observatii ale trecerii lui Mercur prin fata discului Soarelui, s-a vazut un punct stralucitor in centrul discului negru al planetei. Acest punct a fost interpretat de unii drept un vulcan in eruptie, iar de altii drept o iluzie optica. In realitate este vorba de o figura de difractie, a carei teorie este bine cunoscuta, iar fenomenul poate fi reprodus in laborator. Acest fenomen aparea când se micsora deschiderea instrumentului cu o diafragma si disparea când se observa cu toata deschiderea.

Fenomenul, numit picatura neagra, este datorat si el difractiei si poate fi reprodus si fotografiat in laborator. "Când planeta intra pe discul Soarelui, difractia rotunjeste cele doua puncte stralucitoare care se inchid in urma lui si care sunt in realitate bine subtiate. Când ele sunt pe punctul de a se uni, Mercur (n.n. deci si Venus) pare atasat bordului solar printr-un fel de codita, tot asa cum o picatura se desprinde dintr-un mic orificiu. Pentru a-l observa bine, este necesar sa se foloseasca un grosisment net superior grosismentului rezolvant, calculat pentru deschiderea libera a lunetei. Daca aceasta deschidere este de 10 cm, de exemplu, este necesar un grosisment de cel putin 150 de ori. Pretinsul vulcan de pe Mercur si picatura neagra pot fi usor reproduse in laborator si fotografiate." (A. Couderc si A. Danjon, 1979)

Un fenomen legat de refractia in atmosfera lui Venus

Observarea trecerii din 1761 a permis sa fie suspectata existenta unei atmosfere in jurul planetei Venus. Aceasta s-ar traduce prin aparitia unei aureole difuze in jurul planetei. Aceasta aureola a fost observata intre contactele exterioare si interioare. Aspectul ei variaza in functie de pozitia planetei intre contactul exterior si contactul interior. Ea prezinta uneori un aspect fractionat cu variatii de intensitate luminoasa in vecinatatea directiilor polilor planetei. Ea prezinta, de asemenea, aspectul unei mici piramide luminoase (observatia lui Rittenhouse in timpul trecerii din 1769). Aceste aspecte diferite vor fi de asemenea constatate in timpul trecerilor urmatoare si vor fi explicate teoretic prin prezenta unei atmosfere.
 
 

Daca va este totusi teama sa urmariti fenomenul chiar si asa, nici o problema: o simpla proiectie pe un ecran alb va va ajuta sa nu-l ratati.

Cum mai este ceva vreme pâna atunci, va vom tine la curent cu modul in care va veti proteja ochii, indiferent daca veti observa tranzitul doar cu ochiul liber sau cu un instrument.