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Les passages de Venus Un peu d'histoire Au début du XVIIème siècle, les lois de Kepler permettaient de mieux définir le mouvement des planètes autour du soleil. Kepler avait énoncé, entre autres, que Mars décrivait une ellipse et non un cercle autour du soleil, le soleil étant l'un de deux foyers de cette ellipse. Il en avait déduit que la surface d'un secteur situé entre le soleil et la portion de trajectoire d'une planète était proportionnel au temps : la surface de secteur générée par le mouvement d'une planète était égale pendant un temps égal. Du fait de sa trajectoire ellipsoïdale, la vitesse linéaire d'une planète n'est donc pas constante avec des phases d'accélération et de décélération. Il avait aussi envisagé que les planètes inférieures puissent passer à un moment donné entre la terre et le soleil. La dimension de ces planètes, vu leur éloignement de la terre, ne permettait pas une éclipse du soleil, mais on pouvait observer leur passage devant le soleil. Il prédit ainsi un passage de Mercure, puis un passage de Vénus en 1631. Mais, ses calculs manquaient encore de précision et ce passage ne put être observé. En fait, il s'avéra qu'il s'était passé pendant qu'il faisait nuit en Europe. Le passage de Vénus  Télescope équatorial
dont le montage permetde suivre plus facilement un astre en mouvement. Il sera utilisé pour suivre le passage de Venus devant le soleil. Au XIXème siècle, avec un mélange de coopération et de compétition scientifique, les passages de Vénus du 8-9 décembre 1874 et du 6 décembre 1882 furent activement préparés. On compte qu'il y eut 62 observations du passage à partir de différents points du globe répartis du nord au sud. Les britanniques envoyèrent des expéditions dans les Iles Sandwich (Honolulu, Kailua, Waimea), en Egypte (le Caire et Suez), à l'Ile Rodrigue (Point Coton, Point Venus and Islet de L'Hermitage), à Kerguelen (Baie de l'Observatoire, Baie du Supply et Pic Thumb) et en Nouvelle-Zélande. En ce qui concerne le sud, pourquoi avoir choisi les Kerguelen où les mauvaises conditions climatiques constituaient un grand risque d'échec sur la courte période d'observation ? Tout simplement parce que le passage se déroulait durant l'été austral où les journées sont beaucoup plus longues. De plus, à latitude égale, la plus grande hauteur du soleil au dessus de l'horizon représentait de meilleures conditions d'observation que dans l'hémisphère nord. Combinant la vitesse apparente du soleil et celle de Vénus, le temps du passage de Vénus devant le soleil peut durer jusqu'à 6 heures au maximum (4h11 en 1874, 5h57 en 1882). Cela signifie qu'on ne peut le voir de tous les points du globe terrestre, une grande partie étant plongée dans la nuit durant ces six heures. De plus, pour des questions de clarté et de réfraction, on ne peut faire d'observations quand le soleil est près de l'horizon. De ce fait, les conditions optimales d'observation ne touchent qu'un quart du globe. Le passage de Vénus à Kerguelen Le « passage de Vénus » n'impliquait pas que l'observation de ce passage durant les quelques heures de son déroulement. Il amenait aussi de nombreuses autres observations et calculs. Ces calculs demandèrent plusieurs années après les différentes expéditions. L'informatique n'était pas encore née. Méthodologie  L'altazimuth
est préalablement orienté suivant le méridiendu lieu d'observation. Il permet de déterminer la hauteur de la lune au moment de son passage au méridien. Le moment précis où la lune franchit le méridien est aussi mesuré avec des chronomètres.  Les
lourdes pierres (« transit stones ») forment
une assisetrès stable qui permet à la lunette d'être orientée selon le méridien. L'ensemble a pour but de déterminer le plus exactement possible les coordonnées astronomiques du lieu d'observation après une centaine de séances de mesures. Cependant, le résultat des calculs issus des mesures sur les photos sur l'ensemble des sites fut souvent décevant à cause de la distorsion des optiques et de l'instabilité du cercle solaire qui empêchait d'avoir le moment exact où Vénus commençait (ingress) et finissait (egress) le passage. Calcul des observations L'informatique n'était pas encore née, les éphémérides de la lune encore succincts et le calcul par les logarithmes d'une simple observation « hauteur-azimut » de la lune demandait six heures ! Le volume des observations finales ne fut publié qu'en 1881, quant aux observations faites en Nouvelle Galles du Sud, en 1882, elles ne le furent qu'en 1892. Instruments utilisés En dehors des dispositifs photographiques, plusieurs types d'instruments d'observation astronomiques furent pris :
Transits of Venus A brief history At the beginning of the 17 th Century, Kepler's Law permitted the improved definition and tracking of the planets around the Sun. Kepler stated, among other things, that Mars trajectory formed an ellipse and not a circle around the Sun, the Sun being one of the two focuses of this ellipse. He deduced that the surface of one sector generated by the movement of a planet around the Sun was proportional to time: the surface of the sector generated by the movement of the planet was equal during an equivalent lapse of time. As a result of its elliptical trajectory, the linear speed of a planet is not constant with the acceleration and deceleration phases. He also formulated the idea that the inferior planets would pass between the Earth and the Sun at a certain moment. These planets, due to their size and distance from the Earth, would not provoke an eclipse of the Sun but would permit the observation of their transit in front of the solar disc. He, in this way, predicted first the transit of Mercury then a transit of Venus in 1631. His computations lacked precision however, and the transit was not able to be observed. In fact, we know that it occurred in Europe during the night time. The Transit of Venus An
equatorial telescope allows the followingof the stellar movements. This instrument was to be used to follow the transit of Venus in front of the Sun. In the 19 th century, in the spirit of scientific cooperation and competitiveness, the Venus Transits of 8/ 9 th December 1874 and that of the 6 th December 1882 were actively prepared. It is estimated that there were 62 transit observations from North to South, at diverse points of the globe. The British sent expeditions to the Isles of Sandwich (Honolulu , Kailua , Waimea), to Egypt (Cairo and Suez) and Rodiquez Island (Cotton Point, Venus Point and Hermitage Islet), to the Kerguelen Islands (Observatory Bay , Supply Bay and Thumb Point) and to New Zealand. Why did the British choosc Kerguelen, despite the inclement weather conditions that increased the menace of failure over such a short period of observation? Simply because the transit would take place during the long summer daylight hours of the Southern Hemisphere. Moreover, on the same latitude, the highest point of the Sun above the horizon provided better observation conditions than in the Northern Hemisphere. Combining the apparent speed of the Sun and that of Venus, the duration of the Venus transit in front of the Sun can approximately last up until 6 hours (4h11 in 1874, 5h57 in 1882). This implies that the phenomenon can not be seen from everywhere on the globe as a large part of it is plunged into darkness during these six hours. As well, because of dim light and refraction, the observations can not be carried out when the sun is close to the horizon. For this reason, optimal conditions for observation are only available in one quarter of the globe. The Transit of Venus at Kerguelen Islands The Transit of Venus did not solely concern the observation of the transit during those few hours it occurred. It involved numerous other calculations and observations. These calculations required many years in the aftermath of these expeditions. Computer technology not having yet been invented. Methodology Altazimuth
has to be oriented beforehand according to the meridianof the place of observation. It allows it to determine the height of the Moon at the moment it crosses the meridian. This point in time is also measured with chronometers. The
heavy transit stones provide a very stable base to allowthe telescope to be oriented according to the meridian. This instrument aims at determining as accurately as possible the astronomic coordinates of the place of observation after around hundred measurements sessions. Overall, however, the results of the calculations taken from measurements obtained from these photos were disappointing mainly due to optical distortion and the instability of the Sun's limb which prevented the obtaining of the exact moment when Venus commenced (ingress) and finished (egress) its transit. Observation calculations Without the use of Computer technology, the ephemeredes of the Moon were still succinct and the calculation by logarithm of a simple height-azimuth of the Moon required six hours ! Publication of the final observations was not produced until 1881, as for the observations made in New South Wales in 1882, they were only published in 1892.... Instruments employed Apart from the photographic equipment several types of astronomical instruments for observation were used:
Transit der Venus Kurzer historischer Überblick Zum Beginn des 17. Jahrhunderts ermöglichten die Kepplerschen Gesetze eine verbesserte Berechnungung der Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne. Neben anderen Dingen postulierte Keppler, dass der Mars sich auf einer elliptischen Umlaufbahn aber nicht auf einer keisförmigen Bahn um die Sonne bewegt, wobei sich die Sonne fast in einem der beiden Brennpunkte der Ellipse befindet. Er berechnete, dass die Fläche des Segmentes der Ellipse, das innerhalb eines Zeitintervalls von dem Planeten überstrichen wird immer gleich groß ist. Dararaus folgt, dass die Geschwindigkeit der Planeten nicht konstant ist. Wenn der Planet sich auf seinem Umlauf nahe der Sonne befindet, hat er eine höhere Geschwindigkeit als an einem von der Sonne weiter entfernten Punkt auf seiner Umlaufbahn. Keppler sagte außerdem voraus, dass die sich die inneren Planeten zu bestimmten Momenten genau zwischen Erde und Sonne befinden. Eine echte Sonnenfinsternis würde auf Grund der geringen Größe dieser Planeten im Verhältnis zu ihrem Abstand zur Erde nicht auftreten. Es wäre allerdings möglich den Transit zwischen Erde und Sonne zu beobachten. Zuerst wurde von Keppler auf diese Weise ein Transit des Merkur vorhergesagt. Danach berechnete er einen Transit der Venus für das Jahre 1631. Auf Grund unpräziser Berechnungen und der Tatsache, dass der Transit in Europa, wo zu diesem Zeitpunkt Nacht herrschte, nicht sichtbar war, konnte der Transit der Venus im Jahr 1631 nicht beobachtet werden. Eine direkte Beobachtung der Sonne mit einem Teleskop ist nicht möglich, da man sich bei einer direkten Beobachtung Teile der Augen verbrennt. Für die Beobachtung des Transits der Venus zwischen Erde und Sonne richtete Horrocks einen abgedunkelten Raum ein. Das Bild der Sonne, das durch das Teleskop entsteht wurde auf eine Art Millimeterpapier, das sich etwa zwei Meter entfernt von dem Teleskop befand, projeziert. Auf diese Weise konnte der Transit der Venus als kleiner schwarzer Punkt beobachtet werden. Der Transit der Venus Ein äquatoriales
Teleskop ermöglicht es den Bewegungen der Sterne zu folgen.Dieses Instrument wurde benutzt um den Transit der Venus zwischen Sonne und Erde zu beobachten. Im 19. Jahrhundert wurden in einer Mischung aus wissenschaftlicher Kooperation und einem wissenschaftlichen Wettlauf zahlreiche Beobachtungen des Transit am 8.12.1874 und des Transits am 6.12.1882 vorbereitet. Der Transit von 1874 und von 1882 wurde erwiesenermaßen an 62 Stellen im gesamten Bereich, in dem eine Beobachtung möglich war, observiert. 1874 wurden britische Expeditionen zu den Sandwichinseln (Honolulu, Kailua, Waimea), nach Ägypten (zum Suezkanal), zur Insel Rodiquez (Cotton Point, Venus Point und Hermitage Islet), zu den Kerguelen (Beobachtungsbucht, Supply Bucht und Thumb Point) und nach Neuseeland geschickt. Warum wurde entschieden, eine Expedition so weit in den Süden zu den Kerguelen, wo auf Grund der unsicheren Wetterbedingungen eine Beobachtung eines solch kurzzeitig auftretenden Phänomens leicht scheitern konnte, zu schicken? Schlicht und ergreifend deswegen, weil im Dezember in der südlichen Hemisphäre die Tage länger sind als im Norden. Zudem steht im Dezember die Sonne auf der jeweils selben Breite höher im Süden als im Norden, was zu einer besseren Beobachtungsmöglichkeit im Süden führt. Berücksichtigt man die relative Geschwindigkeit zwischen Venus und Sonne, so kann man errechnen, dass der Transit maximal etwa sechs Stunden dauern kann (4h11min 1874 und 5h57min 1882). Daraus kann man schließen, dass auf einem Teil der Erde der Transit nicht beobachtet werden kann, weil es in diesem Teil während der sechs Stunden dunkel ist. Wegen der Lichtbrechung während der Dämmerung ist es insgesamt nur auf etwa einem Viertel der Erdoberfläche möglich den Transit optimal zu beobachten. Die Beobachtung des Transits auf Kerguelen Der Transit der Venus beschäftigte die Wissenschaftler nicht nur während seiner mehrstündigen Dauer. Die wissenschaftliche Aufarbeitung dauerte in dieser computerlosen Zeit mehrere Jahre. Zudem mussten zahlreiche andere Berechnungen und Beobachtungen zur Analyse des Transits herangezogen werden. Methodologie Eine
genaue Ermittlung der Himmelsrichtungen ist nötig um zu bestimmen,
wie hoch Höchststand des Mondes ist.Der Zeitpunkt, wann der Mond am höchsten steht, wird mit Chronometern bestimmt. Die
schweren Passagesteine erlauben es das Teleskop genauin Nord-Südrichtung auszurichten, ohne dass es sich nachher bewegt. Mit dieser Methode sollen die astronomischen Koordinaten des Beobachtungsplatzes so genau wie möglich bestimmt werden. Dazu sind etwa 100 Messungen erforderlich. Insgesamt waren die Resultate, die mit photographischen Hilfsmitteln erzielt wurden wegen der optischen Verzerrung und anderen Gründen enttäuschend, da es nicht möglich war den genauen Zeitpunkt, wann die Venus sich vor die Sonne schiebt (Ingress), beziehungsweise den Zeitpunkt, wann die Venus die Sonnenscheibe wieder verlässt (egress) zu bestimmen. Berechnungen nach den Beobachtungen In dieser Zeit gab es noch keine Computer und der Fundamentalkatalog des Mondes war noch nicht vollständig. Deshalb dauerte beispielsweise eine einfache Berechnung des höchsten Standes des Mondes mit Hilfe von Logarithmustabellen etwa sechs Stunden. Aus diesen Gründen wurden die letzten Beobachtungen erst 1881 veröffentlicht. Eine Veröffentlichung der 1882 in New South Wales getätigten Beobachtungen erfolgte erst 1892. Instrumente die zur Beobachtung des Transits hergenommen wurden Neben der photographischen Ausrüstung wurden verschiedene andere astronomische Instrumente verwendet.
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