Merkur- und Venustransit: wenn ein Planet vor der Sonne vorbeizieht

Warum nicht bei jeder unteren Konjunktion

Merkur und Venus ziehen bei jeder unteren Konjunktion zwischen Erde und Sonne hindurch – Merkur etwa dreimal im Jahr, Venus rund alle 584 Tage. Trotzdem sehen wir sie nur selten vor der Sonnenscheibe. Der Grund ist die Neigung ihrer Bahnen gegen die Ekliptik: rund 7° bei Merkur und 3,4° bei Venus. Meist ziehen sie deshalb ober- oder unterhalb der Sonne vorbei, die nur ein halbes Grad groß erscheint.

Ein Transit ist nur möglich, wenn die untere Konjunktion nahe einem der beiden Bahnknoten stattfindet, an denen die Planetenbahn die Ebene der Erdbahn schneidet. In Richtung dieser Knoten blickt die Erde zu festen Jahreszeiten: bei Merkur Anfang Mai und Anfang bis Mitte November, bei Venus Anfang Juni und Anfang Dezember. Nur in diesen Wochen kann ein Transit stattfinden.

Merkurtransits: im Mai oder November

Merkurtransits sind die häufigeren: Etwa 13 bis 14 gibt es pro Jahrhundert. Novembertransits kommen rund doppelt so oft vor wie Maitransits, weil Merkur im November nahe seinem Perihel steht. Er ist dann näher an der Sonne, und das Zeitfenster, in dem ein Transit möglich ist, wird breiter. Maitransits finden nahe Merkurs Aphel statt. Dann ist er der Erde näher und erscheint mit rund 12 Bogensekunden etwas größer als im November mit rund 10 Bogensekunden.

Ein Merkurtransit kann bis zu rund acht Stunden dauern. Gegenüber der etwa 1.900 Bogensekunden großen Sonnenscheibe ist Merkur winzig: Ohne Teleskop mit mindestens 50-facher Vergrößerung und sicherem Sonnenfilter ist er nicht zu erkennen.

Im Teleskop unterscheidet sich Merkur deutlich von Sonnenflecken: Er ist vollkommen rund, tiefschwarz und scharf begrenzt und wandert über die Stunden gleichmäßig über die Scheibe. Sonnenflecken sind dagegen unregelmäßig geformt und von einem helleren Hof umgeben, der Penumbra. Ob du einen Transit ganz verfolgen kannst, hängt außerdem davon ab, wie lange die Sonne an deinem Ort über dem Horizont steht.

Venustransits: paarweise und selten

Venustransits gehören zu den seltensten vorhersagbaren Himmelsereignissen. Sie folgen einem Muster, das sich alle 243 Jahre wiederholt: zwei Transits im Abstand von acht Jahren, dann eine Pause von 121,5 Jahren, wieder ein Paar im Abstand von acht Jahren und eine Pause von 105,5 Jahren. Das letzte Paar fand 2004 und 2012 statt, jeweils im Juni. Das nächste folgt erst im 22. Jahrhundert, dann im Dezember.

Die acht Jahre ergeben sich aus einer fast exakten Übereinstimmung: Acht Erdjahre entsprechen nahezu 13 Venusumläufen und fünf synodischen Perioden. Nach acht Jahren steht Venus deshalb fast wieder an derselben Stelle, nur ein wenig gegen den Knoten verschoben – einmal reicht es noch für einen Transit, beim nächsten Mal nicht mehr.

Historisch hatten Venustransits große Bedeutung. Edmond Halley schlug vor, aus Kontaktzeiten, die an weit voneinander entfernten Orten gemessen werden, die Sonnenparallaxe und damit die Länge der Astronomischen Einheit zu bestimmen. Für die Transits von 1761 und 1769 schickten europäische Akademien Expeditionen um die Welt; James Cook beobachtete 1769 auf Tahiti. Venus erscheint vor der Sonne mit knapp einer Bogenminute so groß, dass scharfe Augen sie durch eine zertifizierte Sonnenfinsternisbrille erkennen können.

Beim Ein- und Austritt zeigt Venus eine weitere Besonderheit: Ihre dichte Atmosphäre bricht das Sonnenlicht, sodass der Teil der Planetenscheibe außerhalb der Sonne von einem feinen Lichtbogen umrahmt erscheint. Michail Lomonossow beschrieb diese Aureole 1761 und schloss daraus auf eine Venusatmosphäre.

Kontaktzeiten und sichere Beobachtung

Ein Transit wird durch vier Kontakte gegliedert. Beim ersten Kontakt berührt der Planetenrand die Sonnenscheibe von außen, beim zweiten steht der Planet vollständig vor der Sonne. Der dritte und vierte Kontakt markieren den Austritt. Dazwischen liegt der Höhepunkt mit dem geringsten Abstand zum Sonnenmittelpunkt. Wie lange Ein- und Austritt dauern, hängt von der Größe des Planetenscheibchens ab: Bei Merkur vergehen zwischen erstem und zweitem Kontakt nur wenige Minuten, bei Venus rund 20 Minuten.

Weil du die Sonne von deinem Standort und nicht vom Erdmittelpunkt aus siehst, verschieben sich die Kontaktzeiten durch die Parallaxe je nach Ort um bis zu einige Minuten. Um den zweiten und dritten Kontakt tritt außerdem das Tropfenphänomen auf: Der Planet scheint für einige Sekunden mit dem Sonnenrand verbunden. Es entsteht durch Luftunruhe und die Abbildungseigenschaften des Instruments und erschwerte die historischen Messungen erheblich.

Sicherheit hat Vorrang: Schau nie ohne geeigneten Filter in die Sonne, auch nicht kurz. Teleskope und Ferngläser brauchen einen zertifizierten Sonnenfilter vor der Öffnung; alternativ projizierst du das Sonnenbild auf einen weißen Schirm. Filter, die hinter der Optik am Okular sitzen, sind gefährlich und gehören nicht ans Teleskop.