Merkurtransit

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Der Transit des Merkurs vom 8. November 2006

Ein Merkurtransit (von lateinisch transitus ‚Durchgang‘, ‚Vorübergang‘), auch Merkurdurchgang oder Merkurpassage, ist ein Vorbeiziehen des Planeten Merkur vor der Sonne. Dabei wandert Merkur als winziger schwarzer Punkt innerhalb mehrerer Stunden über die Sonnenscheibe. Insgesamt kommt es 13- oder 14-mal pro Jahrhundert zu einem Merkurdurchgang. Wegen der geringen scheinbaren Größe des Planeten ist ein Merkurtransit mit dem bloßen Auge nicht zu sehen. Als erster Mensch beobachtete Pierre Gassendi am 7. November 1631 einen Merkurdurchgang.

Neben einem Merkurtransit kann von der Erde aus auch ein Venustransit beobachtet werden, da die Umlaufbahn der Venus um die Sonne – wie die des Merkurs – innerhalb jener der Erde liegt.

Grundlagen[Bearbeiten]

Neigung der Merkurbahn gegen die Erdbahn

Bei einem Merkurtransit stehen Sonne, Merkur und Erde fast exakt in einer Linie. Das Prinzip dieser seltenen planetaren Konstellation gleicht dem einer Sonnenfinsternis, bei der sich der Mond vor die Sonne schiebt und diese verdunkelt. Im Gegensatz zu einer Sonnenfinsternis ruft ein Merkurtransit allerdings keine merkliche Verfinsterung auf der Erde hervor, da der Merkur nur – je nach Abstand von der Erde – zwischen 0,026  und 0,043 ‰ der Sonnenfläche bedeckt. Bei Sonnenfinsternissen kann der Mond die ganze Sonne verdecken. Der Merkur ist von der Erde aus während des Transits als winziger Punkt (mit Vergrößerung als kleine Scheibe) zu sehen, der innerhalb mehrerer Stunden von Ost nach West über die Sonnenscheibe wandert.

Die Konstellation, bei der ein Transit auftreten kann, heißt untere Konjunktion. Da sich der Merkur mit einer siderischen Umlaufzeit von 88 Tagen deutlich schneller um die Sonne dreht als die Erde, kommt es etwa alle 108 bis 130 Tage dazu, dass der Merkur die Erde „innen überholt“. Allerdings führt eine untere Konjunktion nicht automatisch zu einem Transit, da die Merkurbahn um sieben Grad gegen die Erdbahn geneigt ist und der Planet somit bei einer unteren Konjunktion meistens ober- oder unterhalb der Sonnenscheibe vorbeizieht. Die Merkurbahn schneidet die Erdbahn nur in den beiden sog. Bahnknoten. Damit der Merkur also vor der Sonne vorbeiziehen kann, muss eine untere Konjunktion in unmittelbarer Nähe eines der beiden Knoten stattfinden.

Im Gegensatz zu Venus, die mit knapp 225 Tagen eine deutlich längere Umlaufzeit als Merkur hat, kommen Merkurdurchgänge pro Jahrhundert 13- bis 14-mal vor, während Venusdurchgänge nur alle gut 100 Jahre (und zwar meist in Paaren mit einem Abstand von etwa acht Jahren zwischen den beiden Transiten) auftreten. Ein Merkurtransit kann einen Abstand von 3½, 7, 9½, 10 oder 13 Jahren zum vorherigen Transit aufweisen. Dabei ist der Zyklus der Merkurdurchgänge deutlich komplexer als jener der Venusdurchgänge, da der Merkur eine außergewöhnlich hohe Exzentrizität von 0,2056 aufweist. Ein Zyklus der Merkurdurchgänge wiederholt sich alle 46 Jahre. In dieser Zeit stehen 46 Umläufe der Erde um die Sonne 191 Umläufen des Merkur entgegen. Danach steht Merkur von der Erde aus gesehen wieder an exakt derselben Position, die Abweichung von diesem Zyklus beträgt lediglich 0,34 Tage.[1]

Die beiden Knoten der Merkurbahn befinden sich bei etwa 46° und 226° ekliptikaler Länge, wo sich die Erde etwa am 10. November und am 7. Mai befindet. Transite am aufsteigenden Knoten finden somit im November, solche am absteigenden Knoten im Mai statt.[2] Dabei kann ein deutlicher Unterschied zwischen der Häufigkeit von Transiten an den beiden Knoten beobachtet werden. Während sich etwa zwei Drittel aller Merkurdurchgänge am aufsteigenden Knoten im November ereignen, entfällt nur ein Drittel auf Mai und somit auf den absteigenden Knoten.[1] Dies ist ebenfalls durch die hohe Exzentrizität der Merkurbahn begründet. Bei einem Durchgang im November befindet sich Merkur weiter entfernt von der Erde als bei einem Durchgang im Mai. Hierdurch ist noch bei einem größeren Abstand des Merkurs zum Bahnknoten während einer unteren Konjunktion ein Durchgang möglich als bei einer unteren Konjunktion im Mai. Da sich die Bahnknoten des Planeten Merkur langsam zu größeren Werten der ekliptikalen Länge verschieben, verschieben sich auch die Termine für die Merkurdurchgänge im Laufe der Jahrhunderte zu immer späteren Kalenderdaten. So werden z. B. ab dem Jahr 3426 Merkurtransite im Juni und Dezember stattfinden.

Außerdem dauern Transite im Mai länger als November-Transite, da sich der Merkur bei Mai-Transiten fast am sonnenfernsten Punkt seiner Bahn, dem Aphel, befindet und somit nahezu seine kleinstmögliche Geschwindigkeit besitzt. Im Gegensatz dazu befindet sich der Merkur bei November-Transiten nur wenige Tage vor dem Perihel, dem sonnennächsten Punkt seiner Bahn, und hat damit fast seine höchstmögliche Bahngeschwindigkeit. Auch hier spielt die hohe Exzentrizität eine Rolle, da bei höherer Exzentrizität als Folge des zweiten Keplerschen Gesetzes die Bahngeschwindigkeit im Laufe eines Umlaufs stärker schwankt. Im Perihel ist die Bahngeschwindigkeit des Planeten mit 59 km/s über 50 % höher als im Aphel (38,9 km/s).[1]

Der letzte Merkurtransit fand am 8. November 2006 statt, war allerdings nur von Ozeanien und von der Westküste Nordamerikas aus vollständig zu sehen. In Europa fiel der Zeitpunkt des Transits in die Nacht und war daher dort nicht zu beobachten.[3] Der letzte Merkurdurchgang, der von Europa aus vollständig zu verfolgen war, fand am Vormittag des 7. Mai 2003 statt und dauerte etwa 5 h 20 min.[4] Der nächste Transit wird am 9. Mai 2016 stattfinden, auch dieser wird in Europa vollständig zu sehen sein.

Ablauf eines Merkurtransits[Bearbeiten]

Schema der vier Kontakte eines Transits

Beim Merkurtransit unterscheidet man – wie bei jedem Transit eines Planeten vor der Sonne – vier Kontakte:

Der erste Kontakt stellt die erste Berührung der kleinen Planetenscheibe mit der Sonne und damit den Beginn des Transits dar. Nur wenige Sekunden später ist bei Kenntnis der genauen Lage auf dem Sonnenrand die zugehörige Eindellung erkennbar. Als zweiten Kontakt bezeichnet man den Zeitpunkt, zu dem die Merkurscheibe erstmals komplett vor der Sonne steht und sich vom Sonnenrand löst. Die Phase zwischen dem ersten und dem zweiten Kontakt wird als Eintritt bezeichnet, sie dauert bei einem Merkurtransit allerdings nur zwischen einer und vier Minuten. Danach wandert der Planet scheinbar vor der Sonne her. Der dritte und vierte Kontakt stellen eine Umkehr der ersten beiden Kontakte dar. Beim dritten Kontakt beginnt der Austritt, der mit dem vierten Kontakt beendet ist, womit auch der ganze Transit endet.

Unmittelbar nach dem zweiten und kurz vor dem dritten Kontakt kann – ebenso wie bei einem Venusdurchgang – auch bei einem Merkurdurchgang das Tropfenphänomen (englisch black drop effect) beobachtet werden.

Die Merkurdurchgänge der Jahre 1999 und 2003 nutzten drei US-amerikanische Astronomen dazu, ein Tropfenphänomen, wie es bislang vor allem von Venusdurchgängen bekannt war, auch bei Merkurtransiten nachzuweisen. Sie verwendeten dazu das Weltraumteleskop TRACE und beobachteten mit diesem das Phänomen trotz der Tatsache, dass es sich außerhalb der Erdatmosphäre befindet und der Merkur keine Atmosphäre besitzt.[5] Bei vorherigen Venusdurchgängen (zuletzt 1882) wurde das Tropfenphänomen vor allem als Beweis für die Atmosphäre der Venus angesehen. Überträgt man die Ergebnisse der Beobachtung der Merkurdurchgänge von 1999 und 2003 auf die Venus, wurde diese Behauptung damit widerlegt. Heute ist bekannt, dass das Tropfenphänomen durch das begrenzte optische Auflösungsvermögen der eingesetzten Teleskope hervorgerufen wird.

Historische Merkurdurchgänge[Bearbeiten]

Merkur überquert eine Sonnenflecken-Gruppe am 9. Mai 1970. Analog-Fotografie in 1700 m Höhe auf dem Vulkan Ätna, Sizilien

Da ein Merkurtransit nicht mit bloßem Auge ohne Vergrößerung durch optische Hilfsmittel beobachtbar ist, konnte vor der Erfindung des Teleskops zu Beginn des 17. Jahrhunderts aller Wahrscheinlichkeit nach kein Merkurtransit beobachtet werden. So glaubte der im 12. Jahrhundert lebende marokkanische Astronom Alpetragius, der Merkur sei transparent, da man ihn nie vor der Sonne vorbeiziehen sehe.[6] Allerdings gab es auch zuvor mehrere Beobachtungen, die fälschlicherweise als Merkurtransit interpretiert wurden, beispielsweise ein Sonnenfleck, der im Jahr 807 für acht Tage auf der Sonne zu sehen war.[7]

Die erste exakte Berechnung eines Merkurtransits gelang dem deutschen Astronomen Johannes Kepler mithilfe der 1627 fertiggestellten Rudolfinischen Tafeln, in denen er die Planetenstellungen deutlich genauer vorhersagte, als sie in den zuvor verwendeten Tafeln angegeben waren. Er sagte mithilfe der Tafeln einen Merkurdurchgang für den 7. November 1631 voraus, bei dem seine Berechnungen nur um etwa fünf Stunden vom tatsächlichen Transit abwichen.[7] Kepler starb allerdings im November 1630 und konnte daher den Merkurtransit nicht mehr selbst beobachten. Am 7. November 1631 observierte der Franzose Pierre Gassendi (zur gleichen Zeit wie zwei andere Personen an anderen Orten) von Paris aus den Merkurdurchgang. Dabei bestimmte er den Durchmesser des Merkur mit etwa 20 Bogensekunden, was den zuvor von Tycho Brahe bestimmten Wert von 130 Bogensekunden deutlich unterschritt. Johannes Hevelius maß beim Merkurtransit von 1661 sogar einen noch kleineren Durchmesser als Gassendi. Er sah außerdem das Auftreten des Transits an dem Tag, an dem die auf Basis elliptischer Bahnen berechneten Tafeln es vorausgesagt hatten, als einen Beweis für die Richtigkeit des ersten Keplerschen Gesetzes an, nach dem sich Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen.

Am 7. November 1677 gelang es dem britischen Astronomen Edmond Halley, exakte Messungen des zu diesem Zeitpunkt stattfindenden Merkurtransits vorzunehmen. Zu dieser Zeit befand er sich auf der Atlantikinsel St. Helena, um dort einen Katalog der Sterne des Südhimmels zu erstellen. Außerdem bemerkte er bei diesem Durchgang, dass sich ein solcher dazu eignet, die Länge der Astronomischen Einheit (der Distanz zwischen Sonne und Erde) genau zu berechnen. Allerdings stellte er fest, dass die Merkurscheibe zu klein ist, um exakte Ergebnisse zu erhalten und für ein solches Vorhaben stattdessen ein Venustransit besser geeignet wäre.[8] Das wurde später von französischen Astronomen bestätigt, welche die Merkurdurchgänge von 1723 und 1753 beobachteten und ebenfalls nur sehr ungenaue Ergebnisse erreichten.

Somit konzentrierte man sich bei späteren Transiten mehr auf die kleine Scheibe des Merkurs selbst. Man untersuchte vor allem, ob der Planet einen Mond besitzt, außerdem suchte man Nachweise für eine Atmosphäre und versuchte, weitere Phänomene bei einem Transit festzustellen.[8] Die Suche nach einem Mond wurde allerdings bald wieder in den Hintergrund gestellt, da die Existenz eines Mondes für sehr unwahrscheinlich gehalten wurde.

Bis die Raumsonde Mariner 10 im März 1974 als erste Raumsonde den Merkur erreichte und dabei feststellte, dass der Planet keine Atmosphäre besitzt, war die Suche nach Beweisen für eine Atmosphäre des Planeten eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele bei der Beobachtung eines Merkurtransits. Beim Merkurdurchgang von 1736 bemerkte ein französischer Beobachter einen glänzenden Ring um die schwarze Scheibe. Diese Beobachtung wurde 1799 von mehreren Beobachtern bestätigt (darunter war der Deutsche Johann Hieronymus Schroeter); auch 1832, als von einem Ring mit violettem Farbton berichtet wurde, und 1868, als William Huggins eine Lichthülle zu sehen glaubte, die etwa halb so breit war wie der scheinbare Durchmesser des Planeten. Diese Phänomene sind bis heute nicht endgültig geklärt, allerdings kann keine Atmosphäre dafür verantwortlich gemacht werden. Es wird vermutet, dass diese Beobachtungen entweder auf Beugung zurückzuführen sind oder durch die Ungenauigkeit der Beobachtungsinstrumente erklärbar sind,[9] durch die auch das Tropfenphänomen verursacht wird.

Huggins beobachtete 1868 neben der Lichthülle einen leuchtenden Punkt auf der Merkurscheibe. Auch diese Beobachtung wurde im Laufe der Geschichte mehrmals überliefert. Erstmals erwähnt wurde ein solcher Punkt auf der Merkurscheibe vom Deutschen Johann von Wurzelbau 1697. Beim Merkurdurchgang von 1799 beobachteten Schroeter und sein Assistent Karl Ludwig Harding gräuliche Punkte auf der Scheibe des Planeten, auch bei späteren Durchgängen wurden ähnliche Beobachtungen von anderen Astronomen gemacht. Seit dem späten 19. Jahrhundert wird allerdings von keiner derartigen Beobachtung mehr berichtet, sodass auch sie wahrscheinlich auf ungenaue Optik zurückzuführen ist.[10]

Aufgrund modernerer Techniken und der Raumfahrt, durch die der Merkur genau beobachtet und vermessen werden kann, ist die wissenschaftliche Bedeutung von Merkurtransiten heute nur noch gering. In der jüngeren Geschichte waren somit die zuvor bereits erwähnten Observationen von 1999 und 2003 die bedeutsamsten, da diese den Beweis erbrachten, dass das Tropfenphänomen nicht durch eine Atmosphäre verursacht wird, indem es bei einem Objekt ohne Lufthülle ebenso nachgewiesen werden konnte.

Besondere Formen des Merkurtransits[Bearbeiten]

Zentraler Transit[Bearbeiten]

Sehr seltener, fast zentraler Merkurdurchgang vom 10. November 1973. Fotografiert auf dem Gelände der Specola solare in Locarno-Monti, Schweiz

Berechnet man den Mittelwert aller bisherigen Transite seit 1600, hatte die Merkurscheibe einen durchschnittlichen minimalen Abstand von gut 500 Bogensekunden (8′ 20″) vom Zentrum der Sonnenscheibe. Das ist ungefähr das 45-fache der scheinbaren Größe des Planeten vor der Sonne (11″) und etwa ein Viertel der scheinbaren Größe der Sonne (32′) selbst. Der Merkur zieht also in seinem durchschnittlichen minimalen Abstand etwa auf der Hälfte zwischen dem Mittelpunkt und dem Rand der Sonne vorbei.

In den letzten vier Jahrhunderten gab es insgesamt fünf Merkurtransite, die in ihrem minimalen Abstand weniger als 100 Bogensekunden (1′ 40″) am Zentrum der Sonne vorbeizogen. Am nächsten dem Zentrum war der Transit vom 10. November 1973, der einen minimalen Abstand von nur 26,4 Bogensekunden zum Zentrum besaß und damit einem zentralen Transit sehr nahe kam. Ein Transit, bei dem die kleine Scheibe des Planeten das Zentrum der Sonne durchquert, ist zwar theoretisch möglich, statistisch aufgrund der geringen Größe des Merkur allerdings nahezu ausgeschlossen.

Der nächste Merkurtransit, der mit einem minimalen Abstand von weniger als 100 Bogensekunden am Zentrum der Sonne vorbeiziehen wird, wird bereits am 11. November 2019 stattfinden, wo sich Merkur dem Zentrum bis auf 75,9″ nähern wird. Der Transit am 12. November 2190 wird mit einer minimalen Distanz zum Zentrum von 9,1 Bogensekunden der zentralste Transit dieses Jahrtausends sein.[1] Der letzte Merkurtransit mit einem noch geringeren Abstand (7,2 Bogensekunden) fand dagegen am 21. April 1056 statt.[11]

Streifender Transit[Bearbeiten]

Es ist prinzipiell auch möglich, dass der Merkur genau am Sonnenrand entlangzieht. Ein solcher Transit wird als streifender Transit bezeichnet. Insgesamt sind 2,8 % aller Merkurtransite streifend, über eine Zeitspanne von einer halben Million Jahre gerechnet.[11]

Beim streifenden Merkurdurchgang am 15. November 1999 wanderte der Merkur für manche Gebiete der Erde vollständig, für andere nur teilweise an der Sonne vorbei. Der vorletzte derartige Transit fand am 22. Oktober 1559 statt. Der nächste Merkurtransit, bei dem Merkur für Beobachter in manchen Gebieten nur zum Teil vor die Sonne tritt, in anderen allerdings vollständig, wird erst wieder am 11. Mai 2391 stattfinden. Streifende Transite dieses Typs haben einen Anteil von etwa 1,1 Prozent an allen Merkurdurchläufen.

Darüber hinaus ist es möglich, dass ein Merkurdurchgang von manchen Gebieten der Erde aus als partieller Durchgang sichtbar ist, während der Planet für Beobachter in anderen Teilen der Welt am Sonnenrand vorbeizieht und somit nicht beobachtbar ist. Ein derartiger Transit trat zuletzt am 11. Mai 1937 ein. Das vorletzte Ereignis dieser Art war am 21. Oktober 1342. Der nächste Merkurdurchgang, der für Beobachter in manchen Teilen der Erde als partieller Durchgang zu sehen sein wird, während in anderen Teilen der Welt Merkur knapp an der Sonne vorbeizieht, wird erst am 13. Mai 2608 eintreten.[12] Über eine halbe Million Jahre gerechnet kommen streifende Transite dieses Typs mit einem Anteil von 1,7 % aller Merkurdurchgänge etwas häufiger vor als die des anderen Typs.

Simultane Transite[Bearbeiten]

Simultane Merkurtransite
und Sonnenfinsternisse
bis 16000[13]
Datum Typ
5. Juli 6757 partiell
4. August 9361 ringförmig
4. Februar 9622 ringförmig
11. August 9966 total
20. August 10663 total
25. August 11268 total
28. Februar 11575 ringförmig
20. April 15790 ringförmig

Da Venus und Merkur verschiedene Knotenlängen besitzen, ist ein simultanes Auftreten von Merkur- und Venustransit in unserer Epoche nicht möglich. Derzeit sind die Bahnknoten von Merkur und Venus etwa 28 Grad voneinander entfernt. Allerdings wandern die Bahnknotenlinien von Merkur und Venus nicht gleich schnell. Die Bahnknotenlinie von Merkur bewegt sich mit einer Veränderung von 1,2 Grad pro Jahrhundert etwas schneller als die der Venus, die um etwa 0,9 Grad pro Jahrhundert wandert. Im Laufe der nächsten Jahrhunderte nähern sich so die Knoten der Merkurbahn denen der Venusbahn immer weiter an, sodass in etwa 10.000 Jahren ein Doppeltransit möglich wäre. Die Astronomen Jean Meeus aus Belgien und Aldo Vitagliano von der Universität Neapel Federico II in Italien berechneten, dass der nächste simultane Transit von Merkur und Venus erst im Jahr 69.163 auftreten wird. Der darauf folgende wird erst 224.508 stattfinden. In ähnlichen Berechnungen bezogen auf die vergangenen Jahrtausende fanden sie zudem heraus, dass es in den letzten 280.000 Jahren keinen gleichzeitigen Durchgang der Planeten vor der Sonne gab.[13]

Das gleichzeitige Auftreten einer Sonnenfinsternis und eines Merkurdurchganges ist aufgrund der sich schneller bewegenden Mondknoten theoretisch früher möglich. Aufgrund der Seltenheit beider Ereignisse ist ein solches Ereignis allerdings äußerst selten; es wird erst am 5. Juli 6757 eintreten und im Süden des Pazifiks zu sehen sein.[14] Bei dieser Sonnenfinsternis handelt es sich aber nur um eine partielle. Am 20. Juli 8059 wird ein Merkurtransit hingegen gleichzeitig mit einer ringförmigen Finsternis auftreten.[15] Der nächste Merkurtransit, der simultan mit einer totalen Sonnenfinsternis auftritt, wird erst am 11. August 9966 stattfinden.[13]

Beobachtung[Bearbeiten]

Siehe auch: Sonnenbeobachtung

Allgemeine Hinweise[Bearbeiten]

Merkurtransit vom 9. November 2006 (Merkur oben rechts, unten ein Sonnenfleck)

Beobachtungen der Sonne oder eines Planetentransits mit bloßem Auge oder mit selbstgebauten Filtern kann dauerhafte Schäden am Auge bis hin zu Erblindung herbeiführen. Bei Eigenbaufiltern aus ungeprüften Materialien besteht keine Sicherheit, dass schädliche, aber unsichtbare Ultraviolett- und Infrarotanteile des Sonnenlichtes ausgefiltert werden. Insbesondere darf man nie mit einem Fernglas oder Fernrohr ohne optische Sonnenfilter in die Sonne schauen, da die Brennglaswirkung des Gerätes das Auge sofort zerstören würde.

Ein Merkurtransit lässt sich ohne optische Vergrößerung nicht mit einer Sonnenfinsternisbrille oder Ähnlichem beobachten, da der Merkur mit einer scheinbaren Größe von durchschnittlich 11 Bogensekunden (etwa 175-mal kleiner als der scheinbare Durchmesser der Sonne) zu klein ist, um ohne Vergrößerung erkannt zu werden. Die NASA empfiehlt daher ein Teleskop mit einer 50- bis 100-fachen Vergrößerung.[16] Allerdings muss dieses Teleskop mit einem speziellen Sonnenfilter ausgestattet sein, der vor dem Objektiv, nicht aber hinter dem Okular befestigt ist, da dort die Hitze zu groß wäre. Am einfachsten ist es, Sonnenbeobachtungen durch Projektion des Sonnenbildes auf weißes Papier durchzuführen. Dabei richtet man das Teleskop anhand seines Schattens auf die Sonne aus und hält ein Blatt Papier in 10–30 cm Abstand hinter das Okular. Die Sonne erscheint als helle kreisförmige Fläche und wird durch Drehen des Okulars scharfgestellt. Merkur wandert dann als kleines dunkles Scheibchen im Laufe von Stunden über die Fläche hinweg.

Die letzten Merkurdurchgänge wurden zudem von mehreren Websites per Webcam übertragen, darunter war 2003 auch die Europäische Südsternwarte.[17]

Merkurtransit-Termine von 1950 bis 2050[Bearbeiten]

Merkurtransite[1]
Datum des
mittleren Transits
Zeit (UTC)
Beginn Mitte Ende
14. November 1953 15:37 16:54 18:11
6. Mai 1957 23:59 1:14 2:30
7. November 1960 14:34 16:53 19:12
9. Mai 1970 04:19 08:16 12:13
10. November 1973 07:47 10:32 13:17
13. November 1986 01:43 04:07 06:31
6. November 1993 03:06 03:57 04:47
15. November 1999 21:15 21:41 22:07
7. Mai 2003 05:13 07:52 10:32
8. November 2006 19:12 21:41 00:10
9. Mai 2016 11:12 14:57 18:42
11. November 2019 12:35 15:20 18:04
13. November 2032 06:41 08:54 11:07
7. November 2039 07:17 08:46 10:15
7. Mai 2049 11:04 14:24 17:45

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Michael Maunder, Patrick Moore: Transit. When Planets Cross the Sun. Springer Verlag, London 2000, ISBN 1-85233-621-8; S. 23 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
  • Marco Peuschel: Konjunktionen, Bedeckungen und Transits – Das kleine Almanach der Planeten. 1. Auflage. Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5
  • C.M. Linton: Transits of Mercury and Venus. In: From Euxodus to Einstein. A History of Mathematical Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 2004, ISBN 978-0-521-82750-8, S. 228–233 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
  • Elias Loomis: Transits of Mercury and Venus. In: A Treatise on Astronomy. Harper & Brothers Publishers, New York 1866, S. 217–221 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
  • Johann Georg Heck: The Transit of Mercury and Venus across the Disk of the Sun. In: Iconographic Encyclopaedia of Science, Literature, and Art. Band 1, R. Garrigue, New York 1851, S. 111–112 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Merkurtransit – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b c d e Fred Espenak: Transits of Mercury. In: NASA/Goddard SFC: Eclipse Home Page (englisch)
  2. Loomis, S. 217.
  3. HM Nautical Almanac Office: 2006 Transit of Mercury
  4. HM Nautical Almanac Office: 2003 Transit of Mercury
  5. American Astronomical Society: Explanation of the Black-Drop Effect at Transits of Mercury and the Forthcoming Transit of Venus, Januar 2004
  6. Maunder, S. 23
  7. a b Linton, S. 228
  8. a b Maunder, S. 25
  9. Maunder, S. 26
  10. Maunder, S. 27
  11. a b Transits of Mercury on Earth: Half million years catalog – transit.savage-garden.org
  12. Marco Peuschel: Konjunktionen, Bedeckungen und Transits – Das kleine Almanach der Planeten. 1. Auflage. Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5.
  13. a b c Hans Zekl: Doppeltransits - Wann sind Venus und Merkur gleichzeitig vor der Sonne zu sehen?, astronomie.de. Abgerufen am 4. Januar 2012
  14. Simultaneous occurrence of solar eclipse and transit of Mercury: 6757 July 05 – transit.savage-garden.org
  15. Simultaneous occurrence of solar eclipse and transit of Mercury: 8059 Jul 20 – transit.savage-garden.org
  16. Fred Espenak: 2006 Transit of Mercury, nasa.gov
  17. Europäische Südsternwarte: Webcam des Merkurdurchgangs von 2003
Durchgänge in unserem Sonnensystem
Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur
  Venus Venus Venus Venus Venus Venus
    Erde Erde Erde Erde Erde
      Mars Mars Mars Mars
        Jupiter Jupiter Jupiter
  Mond Deimos     Saturn Saturn
    Phobos       Uranus