Venuspositionen

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Der folgende Artikel behandelt die Konstellationen der Venus, d. h. ihre von der Erde aus gesehenen Positionen relativ zur Sonne und zum Sternenhimmel.

Positionen relativ zur Sonne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Elongationen (Winkelabstände) von Planeten in Bezug auf die Sonne, von der Erde aus gesehen

Die Venus rotiert, wie auch die Erde und alle anderen Planeten unseres Sonnensystems, rechtläufig, d. h. vom Nordpol der Ekliptik aus gesehen im Gegenuhrzeigersinn, um die Sonne. Da sie ein unterer Planet ist und deutlich schneller als die Erde die Sonne umkreist, sehen wir sie immer in gewisser Sonnennähe und, im kontinuierlichen Wechsel, östlich bis westlich von ihr (siehe nebenstehende Grafik):

  • In östlicher Elongation sehen wir sie als Abendstern.
  • Nach ihrer maximalen östlichen Elongation bewegt sie sich auf die untere Konjunktion zu, wo sie von uns aus gesehen „vor“ der Sonne unsichtbar wird
  • Nach der unteren Konjunktion wird sie zum Morgenstern und wandert in ihre maximale westliche Elongation.
  • Nach der maximalen westlichen Elongation kommt sie der Sonne wieder (scheinbar) näher und wandert in die obere Konjunktion, wo sie „hinter“ der Sonne unsichtbar wird.
  • Schließlich tritt sie wieder, als Abendstern, in östliche Elongation.

Relativ zur Position der Sonne ist die Venus, von der Erde aus gesehen, ab dem Zeitpunkt der größten östlichen Elongation rückläufig, bewegt sich also scheinbar nach Westen, bis sie nach der größten westlichen Elongation wieder rechtläufig wird, also nach Osten wandert. Die maximale Elongation beträgt jeweils etwas über 45°.

Die Grafik deutet auch an, warum der Zeitraum zwischen maximaler westlicher Elongation und unterer Konjunktion (rund 7 Wochen) deutlich kürzer ist als der vorausgegangene zwischen oberer Konjunktion und maximaler westlicher Elongation (über 7 Monate); aus analogen Gründen ist der Zeitraum zwischen unterer Konjunktion und maximaler westlicher Elongation entsprechend kürzer als der nachfolgende bis zur oberen Konjunktion. Dabei ist zu beachten, dass der Abstand zwischen Erde und Venus relativ zu ihrem Abstand zur Sonne noch einmal deutlich kleiner ist als auf der Grafik dargestellt. Deshalb wandern, bei ähnlichem Winkel, die beiden Elongationspunkte noch näher an den der unteren Konjunktion.

Transite und Bedeckungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Neigung der Venusbahn:
Nur am betrachternächsten und -fernsten Punkt (Knoten) liegt sie auf der Ekliptik.

Die Begriffe „vor“ und „hinter“ stehen im obigen Text in Anführungszeichen, da die Venus in der Regel die Sonne nicht genau trifft, sondern nur nah an ihr vorbeiläuft und lediglich der Sonnenhelligkeit wegen unsichtbar wird. Während der unteren Konjunktion tritt, wegen der Neigung der Venusbahn gegenüber der Ekliptik von etwa 3,4°, nur höchst selten ein Venustransit ein, sodass die Venus tatsächlich genau vor der Sonnenscheibe zu sehen ist. Der umgekehrte Fall, dass die Venus bei oberer Konjunktion genau hinter der Sonne verschwindet, ist ähnlich selten und findet jeweils vier Jahre früher (oder später) statt. Dies ergibt sich daraus, dass in 4 Jahren = 1461 Tagen die Venus sich 6,5-mal um die Sonne gedreht hat, von der Erde aus gesehen aber nur 2,5 Umdrehungen gemacht hat (die bekannte Verhältniszahl 5/8, d. h. 5 Venuszyklen in 8 Jahren). Sie steht daher, in guter Näherung um 180° gegenüber ihrer vorherigen Position verändert, wieder an der (anderen) Schnittstelle der Venusbahn mit der Ekliptik (Knoten).

Die Ungenauigkeit darin sorgt indes dafür, dass sich die Venus im Verlaufe weiter Vierjahreszyklen wieder von den Schnittpunkten entfernt, sodass, nach Bedeckung am 12. Juni 2000, Transit am 8. Juni 2004, Bedeckung am 9. Juni 2008 und Transit am 6. Juni 2012, es wieder über 100 Jahre dauern wird, bis beim Erreichen der Schnittpunkte durch die Venus die Erde mit diesen und der Sonne zeitgleich auf einer Linie liegt, was nur im Juni und im Dezember der Fall sein kann.

Positionen relativ zum Sternenhimmel[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Venus am 26. Oktober 2015 bei ihrer größten westlichen Elongation am südöstlichen Himmel im Sternbild Löwe in großer Nähe zu Jupiter und Mars. Helligkeiten: Venus: −4,5 mag, Jupiter: −1,8 mag, Mars: +1,8 mag, Leo: +4,1 mag

Relativ zur Sonne wandert die Venus, wie oben dargestellt, immer jeweils einen halben Zyklus lang nach(/im) Osten und einen halben nach(/im) Westen; im Mittel ist sie daher relativ zu ihr stationär. Bezogen auf den Sternenhimmel wandert die Venus indes, wie auch die Sonne, pro Jahr im Mittel 360°, also rund 1° pro Tag, nach Osten. Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion wandert sie allerdings, analog zur Planetenschleife der oberen Planeten, im Sternenhimmel nach Westen. Dies liegt daran, dass die schnellere Venus die Erde auf der Innenbahn „überholt“. Die Rückläufigkeit gegenüber dem Sternenhimmel beginnt gut 3 Wochen vor der unteren Konjunktion und endet knapp 3 Wochen nach dieser. In diesem Zeitraum ist der Sternenhimmel hinter der Venus schwer sichtbar, da der Planet bereits während bzw. kurz vor (Morgenstern) oder nach (Abendstern) der Dämmerung den nicht mehr oder noch nicht vollständig abgedunkelten sichtbaren Himmel betritt bzw. verlässt.

Helligkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Venussichel am westlichen Abendhimmel im hellsten Glanz zirka fünf Wochen vor der unteren Konjunktion

Ihre maximale scheinbare Helligkeit von etwa −4,8 mag[1] erreicht die Venus jeweils etwa 5 Wochen nach der maximalen östlichen Elongation und 5 Wochen vor der maximalen westlichen Elongation, jeweils gut einen Monat vor bzw. nach der unteren Konjunktion. Zu diesen Zeitpunkten sehen wir zwar weniger direkt angestrahlte Venusfläche als bei maximaler Elongation, jedoch ist der Planet der Erde dann näher.

Der Planet ist jedoch bei maximaler Elongation mit etwa 4,5 mag[2] kaum weniger hell und ist dann auch noch vor einem dunkleren Himmel zu sehen, sodass u. U. auch das Sternbild hinter ihm sichtbar wird.

Sichtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Länge der Sichtbarkeit der Venus pro Dämmerung und Nacht ist sehr stark von der Jahreszeit abhängig. Bei maximaler Elongation liegt der Abendstern rund 45° östlich der Sonne und hat so in etwa eine Bahn am Himmel, wie sie die Sonne erst 1,5 Monate später haben wird. Deshalb verläuft seine Bahn in der Periode, wo die Tage länger werden (Dezember bis Mai)[3], oberhalb der der Sonne und der Planet ist entsprechend lange am Abendhimmel sichtbar – besonders dort, wo die Taglängen rasant zunehmen (Januar bis April). Werden die Tage hingegen kürzer, steht der Planet unterhalb der Sonne und die Sichtbarkeit verkürzt sich. Aus analogen Gründen liegt die Bahn des Morgensterns bei hoher Elongation in der Periode, in der die Tage kürzer werden (Juni bis November) oberhalb der der Sonne und der Planet bleibt lange sichtbar, während er im Frühjahr unterhalb steht.

Überlagert werden diese Phänomene jedoch von der Neigung der Venusbahn gegenüber der Ekliptik. Ihrer wegen wird die Venus im Frühjahr zusätzlich angehoben und im Herbst abgesenkt. Das führt dahin, dass der Abendstern im Spätsommer und im frühen Herbst ganz besonders kurz sichtbar ist, da er dann sowieso schon stark abgesenkt ist. Beim Morgenstern hingegen wird die ganz besonders kurze Sichtbarkeit im Frühjahr etwas verlängert.

Die maximale Anhebung der Venus durch ihre Bahnneigung bei maximaler Elongation von der Erde aus gesehen beträgt mit etwa 4,4° etwas mehr als die Bahnneigung der Venus von 3,4°. Das liegt daran, dass die Venus bei 46° Elongation nur 0,768 AE von uns entfernt ist,[4] die Sonne aber 1 AE. Ist die Venus also um eine Höhe h relativ zur Ekliptik angehoben, so erscheint sie um h÷0,768 angehoben. Der Sinus des Anhebungswinkels von der Erde aus gesehen ist im Maximalfalle der Sinus von 3,4° geteilt durch diese 0,768, was zu dem genannten Maximalwinkel führt. Noch größer ist die maximale Anhebung, wenn sie genau während der unteren Konjunktion eintritt. Dann ist die Venus nämlich nur 0,277 AE entfernt und der Winkel kann über 10° einnehmen. Momentan beträgt die Anhebung bei den Märzkonjunktionen etwas unter 10°. Im März ist die Venus nah der unteren Konjunktion (Jahre 2017, 2025 etc.) bei uns doppelsichtig und kann sowohl am Morgen- als auch am Abendhimmel kurz gesehen werden. Auf der Südhalbkugel ist sie es bei unterer Konjunktion im August (2015, 2023 etc.).

Zyklische Sichtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Venuspentagramm. Die Verteilung der Positionen der unteren Konjunktionen der Venus am Himmel in den Jahren 2004 bis 2012. Anfang und Endpunkt des sich nicht exakt schließenden Pentagramms markieren die beiden Venustransite in den entsprechenden Jahren.

Legt man die aktuellen, über 8 Jahre verteilten fünf Venuszyklen bzw. die kommenden zugrunde, so kann man für ein Pentagon mit je fünf maximalen westlichen Elongationen, unteren Konkunktionen und maximalen westlichen Elongationen die Zeiträume, die die Venus ohne Sonne bei maximaler Elongation am Himmel verbringt, ermitteln. Diese Zyklen werden von den vorausgegangenen und den nachfolgenden Zyklen nur um wenige Tage abweichen, sodass man sich auf Jahrzehnte auf die real möglichen Sichtbarkeiten einstellen kann. Möchte man dieses hingegen für zehn möglichst äquidistante Punkte im Jahr wissen, muss man weit zurück- oder vorausgehen. Das Pentagon der Venuskonstellationen wandert im Schnitt in 243 Jahren um 72°, sodass wieder die exakte Ursprungskonstellation erreicht ist. Geht man nur 121,5 Jahre zurück, so erhält man in einem 8-Jahres-Zeitraum fünf weitere Konstellationen, die genau zwischen den aktuellen liegen. Diese 121,5 Jahre sind auch der durchschnittliche Zeitraum, nach dem sich Venustransite wiederholen, da bereits nach Drehung um 36° wieder ein Knoten erreicht wird, und zwar der gegenüberliegende.

Tabelle von Sichtbarkeiten im Jahresverlauf[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die nachfolgende Tabelle enthält sowohl die fünf Zyklen ab Oktober 2021 als auch die fünf Zyklen ab April 1900, nach Kalendermonaten geordnet. Sie lässt sich auch in den Elongationsspalten von Januar bis Dezember aufsteigend ordnen und deutet an, wie sich die Zeiträume der Sichtbarkeiten je Nacht auf die verschiedenen Jahreszeiten verteilen. Sie bezieht sich auf einen Punkt nah der Dortmunder Innenstadt mit den besonders einfachen Koordinaten 51,5° nördliche Breite und 7,5° östliche Länge (Koordinatenlink). Dort erreicht die Sonne zur Kulmination eine Frühlings- und Herbst-Höhe von (90°− 51,5°) = 38,5°, eine maximale im Sommer von 62° und eine minimale im Winter von 15° (38,5° ± 23,5° Neigung der Erdachse gegenüber der Ekliptik). Die Kulminationshöhen von Sonne (mittags) und Venus sind jeweils mit eingetragen; ihr Verhältnis ist ursächlich für die Länge der Sichtbarkeitszeiträume.

Alle Uhrzeiten, auch die im Winter, beziehen sich auf die Sommerzeit. Daher steht, der östlichen Länge des Standorts von exakt 1/48 eines Jahreskreises wegen, die Sonne stets exakt um 13:30 Uhr im Süden.

Größte
O-Elongation
Sonnen-
unterg.
Venus-
unterg.
Zeit-
differenz
Sonne
max.
Venus
max.
Untere
Konjunktion
Größte
W-Elongation
Venus-
aufgang
Sonnen-
aufgang
Zeit-
differenz
Sonne
max.
Venus
max.
29. Okt. 2021 18:05 19:49 1 h 44' 25,0° 11,5° 09. Jan. 2022 20. Mrz. 2022 05:56 07:36 1 h 40' 38,5° 23,5°
05. Dez. 1901 17:18 20:40 3 h 22' 16,0° 16,1° 14. Feb. 1902 25. Apr. 1902 05:01 06:19 1 h 18' 51,9° 34,3°
10. Jan. 2025 17:39 22:01 4 h 22' 16,5° 29,2° 23. Mrz. 2025 31. Mai. 2025 03:47 05:23 1 h 36' 60,5° 46,2°
14. Feb. 1905 18:38 23:07 4 h 29' 25,8° 45,1° 27. Apr. 1905 06. Jul. 1905 02:54 05:25 2 h 31' 61,1° 55,3°
21. Mrz. 2028 19:42 00:17 4 h 35' 38,9° 58,2° 01. Jun. 2028 11. Aug. 2028 02:34 06:14 3 h 40' 53,5° 58,6°
28. Apr. 1900 20:43 01:13 4 h 30' 53,1° 65,3° 08. Jul. 1900 17. Sep. 1900 03:00 07:11 4 h 11' 40,3° 54,4°
04. Jun. 2023 21:36 00:54 3 h 18' 60,9° 61,5° 13. Aug. 2023 24. Okt. 2023 03:51 08:13 4 h 22' 26,9° 44,8°
10. Jul. 1903 21:41 23:37 1 h 56' 60,7° 49,3° 17. Sep. 1903 28. Nov. 1903 04:43 09:12 4 h 29' 17,1° 32,6°
14. Aug. 2026 20:51 22:02 1 h 11' 52,9° 34,4° 24. Okt. 2026 03. Jan. 2027 05:40 09:40 4 h 00' 15,7° 22,7°
20. Sep. 1906 19:32 20:33 1 h 01' 39,3° 19,3° 30. Nov. 1906 09. Feb. 1907 06:17 09:01 2 h 44' 24,0° 18,8°

An der Kulminationshöhe der Venus am 28. April 1900 von 65,3° (in der Tabelle fett markiert) zeigt sich eindrucksvoll der Einfluss der Bahnneigung der Venus: Sie steht im Süden höher als die Sonne in Dortmund stehen kann. Umgekehrt Analoges gilt für den 29. Oktober 2021, wo die Venus zur Kulmination gerade einmal 11,5° hoch steht (ebenfalls fett markiert), was tiefer ist, als es der Sonne hier mittags möglich wäre. Ein analoges Phänomen für die maximale westliche Elongation existiert nicht, da die Venus hier in dem Zeitraum, wo sie am höchsten steht (im August), abgesenkt wird und dort, wo sie am niedrigsten steht (im Februar), angehoben.

Aussagekraft für andere Orte

Auch für andere Orte im deutschsprachigen Raum lassen sich aus der Tabelle Aussagen gewinnen:

  • Bern liegt in etwa am selben Längengrad wie Dortmund, aber 4,5 Breitengrade südlicher (47°). Dadurch fallen die Höchststände jeweils um 4,5° höher aus und die Differenzen in der Sichtbarkeit werden merklich gepuffert. So ging dort am 20. September 1906 die Sonne um 19:31 Uhr unter und die Venus um 20:49 Uhr, wodurch sich die Sichtbarkeit der Venus um 17 Minuten auf 1 h 18' verlängerte. Am 21. März 2028 hingegen wird dort die Sonne um 18:41 untergehen und die Venus um 23:00, was die Sichtbarkeit um 17 Minuten auf 4 h 18' verkürzt.
  • Göttingen und Halle (Saale) liegen 2,5° bzw. 4,5° östlicher als Dortmund, was lediglich die absoluten Zeiten um 10 bzw. 18 Minuten vorverlegt.
  • Hamburg liegt zweieinhalb Längengrade östlicher, was, analog zu Göttingen, die Zeiten um 10 Minuten vorverlegt. Da die Hansestadt jedoch auch noch 2 Breitengrade nördlicher (53,5°) liegt, fallen die Unterschiede noch einmal größer aus. Am 20. September 1906 ging dort die Sonne um 19:22 unter und die Venus um 20:14, was die Sichtbarkeit um 9 Minuten auf nur noch 52 Minuten verkürzte. Am 21. März 2028 hingegen wird dort die Sonne um 18:32 unter- und die Venus um 23:16 aufgehen, was die Sichtbarkeit um 9 Minuten auf 4:44 verlängert.
  • Berlin liegt im Breitengrad (52,5°) zwischen Hamburg und Dortmund, liegt also auch in den Effekten etwa dazwischen. Die Zeiten liegen im Vergleich zu Dortmund der östlicheren Lage wegen um 24 Minuten früher.
  • Wien liegt nicht ganz so südlich wie Bern (auf 48,2°) und hat eine etwas abgeschwächtere Pufferung. Die Zeiten verlagern sich allerdings durch die Lage im Osten jeweils um 36 Minuten nach vorne.
  • München hat einer ähnlich südlichen Lage wegen vergleichbare Sichtbarkeitszeiträume wie Wien, liegt jedoch westlicher, was die Zeiten gegenüber Dortmund nur um 16 Minuten vorverlegt
  • Innsbruck (47,3°) ist im Effekt mit dem nur wenig südlicheren Bern zu vergleichen, liegt jedoch zeitlich etwa wie München, also 16 Minuten früher.

Geht man sehr weit nach Norden, ist die Venus bei maximaler östlicher Elongation und Niedrigstand gegenüber der Sonne nur noch extrem kurz zu sehen. In Oslo (etwa 60. Breitengrad) ging z. B. am 20. September 1906 die Sonne um 19:21 unter und die Venus um 19:37, was kaum mehr als eine Viertelstunde Sichtbarkeit hinterließ.

Tabelle der Venuspositionen seit 2007[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In der folgenden Tabelle sind die speziellen Konstellationen der Venus ab Juni 2007 angegeben.[5] Recht- und Rückläufigkeit beziehen sich hier auf den Sternenhimmel. Das Datum des Venustransits im Juni 2012 und das des letzten Verschwinden der Venus hinter der Sonne im Januar 2008 sind fett dargestellt. Keines dieser Ereignisse wird sich im 21. Jahrhundert wiederholen!

Größte
östliche Elongation
maximale
Helligkeit
Stationär,[6]
dann rückläufig
Untere
Konjunktion
Stationär,[6]
dann rechtläufig
maximale
Helligkeit
Größte west-
liche Elongation
Obere
Konjunktion
09. Jun. 2007 45,4° 14. Jul. 2007 25. Jul. 2007 18. Aug. 2007 07. Sep. 2007 23. Sep. 2007 28. Okt. 2007 46,5° 09. Jun. 2008
14. Jan. 2009 47,1° 19. Feb. 2009 05. Mrz. 2009 27. Mrz. 2009 15. Apr. 2009 29. Apr. 2009 05. Jun. 2009 45,9° 11. Jan. 2010
20. Aug. 2010 46,0° 27. Sep. 2010 07. Okt. 2010 29. Okt. 2010 16. Nov. 2010 02. Dez. 2010 08. Jan. 2011 47,0° 16. Aug. 2011
27. Mrz. 2012 46,0° 30. Apr. 2012 15. Mai 2012 06. Jun. 2012 27. Jun. 2012 10. Jul. 2012 15. Aug. 2012 45,8° 28. Mrz. 2013
01. Nov. 2013 47,1° 10. Dez. 2013 20. Dez. 2013 11. Jan. 2014 31. Jan. 2014 11. Feb. 2014 22. Mrz. 2014 46,6° 25. Okt. 2014
06. Jun. 2015 45,4° 12. Jul. 2015 23. Jul. 2015 15. Aug. 2015 05. Sep. 2015 20. Sep. 2015 26. Okt. 2015 46,4° 06. Jun. 2016
12. Jan. 2017 47,1° 18. Feb. 2017 02. Mrz. 2017 25. Mrz. 2017 12. Apr. 2017 26. Apr. 2017 03. Jun. 2017 45,9° 09. Jan. 2018
17. Aug. 2018 45,8° 23. Sep. 2018 05. Okt. 2018 26. Okt. 2018 16. Nov. 2018 01. Dez. 2018 06. Jan. 2019 47,0° 14. Aug. 2019
24. Mrz. 2020 13. Mai. 2020 03. Jun. 2020 25. Jun. 2020 13. Aug. 2020 26. Mrz. 2021
29. Okt. 2021 19. Dez. 2021 09. Jan. 2022 29. Jan. 2022 20. Mrz. 2022 22. Okt. 2022
04. Jun 2023 23. Jul. 2023 13. Aug. 2023 04. Sep. 2023 24. Okt. 2023 04. Jun 2024
10. Jan. 2025 02. Mrz. 2025 23. Mrz. 2025 13. Apr. 2025 31. Mai.2025 06. Jan. 2026
14. Aug. 2026 03. Okt. 2026 24. Okt. 2026 14. Nov. 2026 03. Jan. 2027 12. Aug. 2027
21. Mrz. 2028 10. Mai. 2028 01. Jun. 2028 22. Jun. 2028 11. Aug. 2028 23. Mrz. 2029

Da die Venus durchschnittlich in 243 Jahren um genau 72° wandert, sind dies für einen 8-Jahres-Zeitraum 2,37°, was 2,405 Tagen entspricht. Entsprechend liegt eine ihrer Positionen nach 8 Jahren und fünf Zyklen um 2 bis 3 Tage früher.

Anmerkungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Im Programm Stellarium werden für den 23. September 2018 bei Untergang der Venus 4,78 mag angezeigt.
  2. Im Programm Stellarium werden für den 17. August 2018 bei Untergang der Venus 4,46 mag angezeigt.
  3. Das kann hier sogar als „Anfang Dezember bis Ende Mai“ verstanden werden, da z. B. schon am 1. Dezember der Abendstern die übliche Sonnenhöhe von Mitte Januar hat, die der von Anfang Dezember in etwa gleich ist.
  4. Das errechnet sich mit dem Sinussatz, wenn man weiß, dass die Venus einen Bahnradius von etwa 0,723 AE hat.
  5. alle Datumsangaben in UT1
  6. a b relativ zum Äquator; stationary in right ascension

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]