Merkurtransit 2003

Am 7.5.2003 konnte ein Merkurtransit von Deutschland aus beobachtet werden. Dabei schob sich der sonnennächste Planet Merkur vor die Sonnenscheibe. Dieses seltene Himmelschauspiel kann nur ca. alle 30 Jahre von einem bestimmten Ort auf der Erde beobachtet werden. Zwar ereignen sich Merkurtransits häufiger doch steht die Sonne meist bereits unter dem Horizont wenn der Transit erfolgt. So konnte z.B. der Merkurtransit 1986 von Deutschland aus nicht beobachtet werden.

Merkur benötigt knapp 88 Tage für einen Umlauf um die Sonne. Damit bewegt er sich deutlich schneller als die Erde die bekannterweise eine Jahr pro Umlauf benötigt.

Warum tritt nun nicht nach allen 88 Tagen ein Merkurtransit auf?

Die Merkurbahn ist zur Erdbahn um knapp 7° geneigt. Damit weist Merkur neben Pluto die stärkste Bahnneigung aller Planeten auf. Die Bahnneigung wird auch als Inklination der Planetenbahn bezeichnet. Es gibt folglich genau zwei Punkte an denen Merkur auf seiner Bahn die Erdbahn (Ekliptik) kreuzt. Diese Punkte nennt man die Kontenpunkte der Planetbahn. Dort wo der Planet die Erdbahn nach norden hin durchstößt liegt der aufsteigende Knoten. Dort wo der Planet in südlicher Richtung die Ekliptik durchwandert der absteigende Knotenpunkt. Ein Merkurtransit kann nur dann erfolgen wenn der Planet von der Erde aus gesehen vor die Sonne wandern kann. Das ist nur dann möglich wenn er zwischen Sonne und Erde steht. Diese Konstellation bezeichnet man als untere Konjunktion. Dennoch ist die obige Beding nur notwendig und nicht hinreichend für einen Merkurtransit. Erst wenn der Planet zur Zeit seiner unteren Konjunktion auch noch auf der Ekliptik liegt steht er von der Erde aus gesehen vor der Sonnenscheibe und ein Transit findet statt. Bei allen anderen unteren Konjunktionen läuft Merkur entweder nördlich bzw. südlich an der Sonnenscheibe vorbei. Das ist die Erklärung warum Planetentransits der schnell umlaufenen inneren Planeten Merkur bzw. Venus so seltene Ereignisse sind. Um so weiter der Planet von der Sonne entfernt ist desto kleiner ist die Transitwahrscheinlichkeit, was man mit einfacher Geometrie leicht zeigen kann. So treten Venustransits deutlich seltener auf als Merkurtransits, maximal zweimal pro Jahrhundert. Im 20.Jahrhundert konnte kein einziger Venustransit beobachtet werden. Der nächste von Deutschland aus beobachtbare Venustransit findet im Juni 2004 statt.

Obige Aufnahme entstand mit dem Teleskop des AIU in Jena . Aufnahmezeitpunkt war 11:30 MESZ. Die Aufnahmen wurden mit einer Olympus C-3000 Zoom angefertigt. Zu erkennen sind unter anderem Wolken vor der Sonnenscheibe was die mittlere Beobachtungsbedingungen in Jena am Tag des Merkurtransits gut beschreibt. Eine Fleckengruppe ist gerade im Begriff am westlichen Sonnenrand zu verschwinden. In der Bildfeldmitte liegt ein großer Sonnenfleck der ca. die Erdgröße erreicht. Merkur (siehe Peil) ist bereits westlich der Sonnenmitte ca. 1 Stunde vor dem 3. Kontakt.

Das Video (oben) entstand mit einer Videokamera die an das Teleskop des AIU montiert wurde. Zwischen 12:28 und 12:32 MESZ ereignete sich der 3. und 4. Kontakt was von Jena aus gut beobachtet werden konnte.

Aus der Messung der Position des Merkur auf der Sonnenscheibe kann man die Merkurparallaxe bestimmt werden. Die Parallaxe ist der Winkel unter dem Merkur relativ zur Sonne von zwei verschieden Standorten aus erscheint. Wird der Merkurtransit z.B. von Deutschland und Südafrika aus beobachtet erscheint die Merkurbahn über die Sonnenscheibe für einen Beobachter in Deutschland anders als für einen Beobachter in Südafrika. Die Bahnen sind verschoben. Daraus kann man den Merkurabstand zur Erde bestimmen. Der maximale Parallaxenwinkel des Merkurs liegt bei ca. 30" das entspricht ungefähr dem dreimaligen scheinbaren Merkurdurchmesser. Die Venusparallaxe ist hingegen doppelt so groß da uns Venus bei einem Transit doppelt so nahe steht wie Merkur. Die Messung des Abstandes der inneren Planeten Merkur und Venus zur Erde während ihrer unteren Konjunktion ist eine wichtige astronomische Aufgabe da damit die astronomische Einheit genau gemessen werden kann. Die ersten präzisen Messungen der astronomischen Einheit beruhen auf der Parallaxenmessung der Venus während eines Transits. Heute nutzt man die Radartechnologie zur Entfernungsmessung der inneren Planeten. Dabei wird ein Radarimpuls Richtung Merkur bzw. Venus geschickt und die Zeit gemessen bis das schwache Radarecho bei der Erde wieder ankommt. Der Vorteil dieser Methode ist dass man jede untere Konjunktion ausnutzen kann die astronomische Einheit zu bestimmen.