Επιμέλεια: Μποκοβός Γιώργος
Εισαγωγή
Στις 8 Ιουνίου 2004, εκατομμύρια άνθρωποι θα έχουν την ευκαιρία να παρακολουθήσουν ένα σπάνιο αστρονομικό γεγονός: μια διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον ηλιακό δίσκο. Το φαινόμενο αυτό, που θα διαρκέσει περίπου 6 ώρες, θα είναι ορατό από όλη την Ευρώπη, καθώς και πολλά άλλα μέρη στον κόσμο (βλέπε ενότητα 3).
Η ESO (European Southern Observatory), ένας διεθνής οργανισμός για την αστρονομική έρευνα, στον οποίο συμμετέχουν 10 χώρες, σε συνεργασία με άλλους φορείς και με την υποστήριξη της Ευρωπαϊκής Ένωσης, στα πλαίσια της εβδομάδας ευρωπαϊκής επιστήμης και τεχνολογίας, οργανώνει ένα πανευρωπαϊκό δίκτυο παρατηρητών, στο οποίο συμμετέχουν ερασιτέχνες και επαγγελματίες αστρονόμοι από όλο τον κόσμο. Οι συμμετέχοντες στα δρώμενα, θα έχουν την ευκαιρία να κάνουν πραγματικές αστρονομικές μετρήσεις με σκοπό τον υπολογισμό της απόστασης Γης – Ήλιου (για εκπαιδευτικούς λόγους) και να πάρουν μια γεύση από “πρώτο χέρι” για έναν από τους πλέον σύγχρονους τομείς αστρονομικής έρευνας, την έρευνα για εξωηλιακούς πλανήτες με τη μέθοδο της διάβασης. Ο Όμιλος Φίλων Αστρονομίας Θεσσαλονίκης, κατόπιν σχετικής πρόσκλησης από την ESO, συμμετέχει επίσημα στο πρόγραμμα VENUS TRANSIT 2004 (VT-2004) και θα πραγματοποιήσει μια σειρά εκδηλώσεων σχετικά με το γεγονός αυτό, που θα κορυφωθούν την ημέρα της διάβασης, με μια μεγάλη εκδήλωση για το κοινό της πόλης μας.
Πότε συμβαίνει μια διάβαση ενός πλανήτη μπροστά από τον ηλιακό δίσκο
Η Αφροδίτη περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε μια τροχιά εσωτερική (μικρότερης ακτίνας) από αυτή της Γης. Συγκεκριμένα, ενώ η μέση απόσταση Γης – Ήλιου είναι ίση με περίπου 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα (μια αστρονομική μονάδα) , η μέση απόσταση της Αφροδίτης από τον Ήλιο είναι 0,72 αστρονομικές μονάδες – περίπου 108 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Περιοδικά (περίπου κάθε 584 ημέρες, ένα χρονικό διάστημα γνωστό ως συνοδική περίοδος) η Αφροδίτη περνάει ανάμεσα από τη Γη και τον Ήλιο, ένα φαινόμενο που είναι γνωστό ως κατώτερη σύνοδος (εικόνα 1). Ο πλανήτης τότε δεν είναι ορατός από τη Γη, καθώς ανατέλλει και δύει μαζί με τον Ήλιο.
Εάν οι τροχιές των δύο πλανητών ήταν πάνω στο ίδιο επίπεδο, τότε σε κάθε κατώτερη σύνοδο θα βλέπαμε την Αφροδίτη να διέρχεται μπροστά από το δίσκο του Ήλιου. Όμως, αυτό δεν συμβαίνει στην πράξη. Η τροχιά της Αφροδίτης παρουσιάζει μια κλίση ίση με 3,4° ως προς την εκλειπτική (το επίπεδο της τροχιάς της Γης γύρω από τον Ήλιο). Λόγω της κλίσης της τροχιάς της, τις περισσότερες φορές κατά τη σύνοδο της, η Αφροδίτη περνάει είτε πιο πάνω είτε πιο κάτω (εικόνα 2) από το επίπεδο της εκλειπτικής, με αποτέλεσμα να μην παρατηρείται μια διάβαση προ του ηλιακού δίσκου.
Τα δύο επίπεδα τέμνονται στο χώρο σε δύο νοητά σημεία που είναι γνωστά ως σύνδεσμοι. Ο ένας είναι εκείνος στον οποίο ο πλανήτης κινείται ανερχόμενος από το νότιο προς το βόρειο ημισφαίριο της εκλειπτικής (αναβιβάζων σύνδεσμος) και ο άλλος αυτός στον οποίο ο πλανήτης κατέρχεται από το βόρειο προς το νότιο ημισφαίριο της εκλειπτικής (καταβιβάζων σύνδεσμος). Όπως φαίνονται από τη Γη, τα σημεία αυτά ευθυγραμμίζονται με τον Ήλιο κοντά (συν πλην μια μέρα) στις 8 Δεκεμβρίου (αναβιβάζων σύνδεσμος) και 7 Ιουνίου (καταβιβάζων σύνδεσμος) κάθε έτους.
Εάν σε μία από αυτές τις ημερομηνίες, συμβεί να βρίσκεται ο πλανήτης και σε κατώτερη σύνοδο, τότε ο δίσκος του πλανήτη φαίνεται να διέρχεται μπροστά από τον ηλιακό δίσκο, δηλαδή έχουμε το φαινόμενο της διάβασης.
Τέτοιες διαβάσεις συμβαίνουν λοιπόν περιοδικά τόσο για τον Ερμή, όσο και για την Αφροδίτη, τους δύο δηλαδή πλανήτες που κινούνται σε εσωτερικές τροχιές, ως προς την τροχιά της Γης, γύρω από τον Ήλιο και μπορούν να προβλεφθούν με μεγάλη ακρίβεια (όπως εξάλλου συμβαίνει και με τις εκλείψεις του Ήλιου και της Σελήνης).
Οι φάσεις της διάβασης
Οι κύριες φάσεις του φαινομένου της διάβασης είναι ανάλογες με αυτές που έχουμε κατά τη διάρκεια των ηλιακών εκλείψεων και χαρακτηρίζονται ως επαφές.
Η διάβαση ξεκινά με την 1η επαφή, όταν ο δίσκος του πλανήτη εφάπτεται εξωτερικά με τον ηλιακό δίσκο (εικόνα 3). Φυσικά, ο δίσκος του πλανήτη δεν γίνεται ορατός προτού αγγίξει τον ηλιακό (σε αντίθεση με αυτό που φαίνεται στην εικόνα), καθώς από τη Γη κοιτάμε προς το μη φωτιζόμενο από τον Ήλιο ημισφαίριο της Αφροδίτης (εικόνα 1). Έτσι είναι δύσκολο να εντοπίσει κανείς το ακριβές σημείο του ηλιακού δίσκου στο οποίο θα γίνει η πρώτη επαφή. Αν όμως κάποιος διαθέτει ειδικά φίλτρα παρατήρησης στη γραμμή του Υδρογόνου (Ηα), είναι πιθανό να δει το δίσκο του πλανήτη πριν την 1η επαφή , είτε μπροστά από μια προεξοχή είτε μπροστά από την χρωμόσφαιρα.
Λίγα λεπτά αργότερα, έχουμε τη 2η επαφή, κατά την οποία ο δίσκος του πλανήτη εφάπτεται εσωτερικά με τον ηλιακό δίσκο, οπότε διακρίνεται πλέον όλος ο δίσκος του πλανήτη να προβάλλεται πάνω στον ηλιακό δίσκο. Λίγο πριν τη δεύτερη επαφή, πολλές φορές είναι ορατό το φαινόμενο της μελανής κηλίδας (black drop effect), όπου φαίνεται σαν ο πλανήτης που αγγίζει τον ηλιακό δίσκο να ενώνεται με το χείλος του Ήλιου με μια λεπτή κηλίδα ή γραμμή. Αν και παλαιότερα αποδόθηκε αποκλειστικά στην διαταραχή της γήινης ατμόσφαιρας, σύγχρονες αναλύσεις δείχνουν ότι το φαινόμενο είναι 2η επαφή πιο περίπλοκο (βλέπε παρακάτω).
Στη συνέχεια η Αφροδίτη διασχίζει αργά τον λαμπρό ηλιακό δίσκο και φαίνεται σαν μια μικρή σκοτεινή κηλίδα πάνω σε αυτόν. Αρκετές ώρες αργότερα, αφού ο δίσκος του πλανήτη έχει διασχίσει πλάγια τον ηλιακό δίσκο, φτάνει στο απέναντι άκρο, οπότε είναι και πάλι εφαπτόμενος εσωτερικά με το ηλιακό χείλος (3η επαφή). Εδώ γίνεται πάλι ορατό το προαναφερθέν φαινόμενο, λίγο πριν την τρίτη επαφή. Μάλιστα, έμπειροι παρατηρητές έχουν αναφέρει την παρατήρηση διάφορων ατμοσφαιρικών φαινομένων στο χείλος του δίσκου του πλανήτη κατά τη 2η και 3η επαφή.
Τέλος, λίγα λεπτά αργότερα, η διάβαση τελειώνει όταν ο δίσκος του πλανήτη εφάπτεται ξανά εξωτερικά με τον ηλιακό (4η επαφή) και “χάνεται” από τα μάτια των παρατηρητών. Κατά τη διάρκεια της διάβασης, είναι πιθανόν ο δίσκος του πλανήτη να περάσει κοντά από μια ηλιακή κηλίδα, οπότε οι παρατηρητές του φαινομένου θα έχουν την ευκαιρία να συγκρίνουν το σκοτεινό δίσκο του πλανήτη με μια σκοτεινή κηλίδα στην επιφάνεια του Ήλιου (η φαινόμενη διάμετρος της Αφροδίτης τη στιγμή της διάβασης είναι περίπου ίση με 1 πρώτο λεπτό της μοίρας ή ίση με το 1/32 της φαινόμενης διαμέτρου του ηλιακού δίσκου).
Ατμοσφαιρικά φαινόμενα κατά τη διάβαση
Αν και για πολλά χρόνια πιστεύονταν ότι το φαινόμενο της μελανής κηλίδας (black drop effect) οφειλόταν αποκλειστικά στην παραμορφωτική επίδραση της ταραχώδους γήινης ατμόσφαιρας, αλλά και στην ύπαρξη ατμόσφαιρας της Αφροδίτης, αναλύσεις ακριβείας από τους αστρονόμους J. M. Pasachoff, G. Schneider και L. Golub έδειξαν ότι το φαινόμενο είναι πιο σύνθετο. Στη φωτογραφία διακρίνεται το φαινόμενο κατά την εσωτερική επαφή του δίσκου του Ερμή με το ηλιακό χείλος, στη διάβαση της 17 Νοεμβρίου 1999.
Η φωτογραφία είναι τραβηγμένη έξω από τη γήινη ατμόσφαιρα, από τo τροχιακό δορυφορικό παρατηρητήριο της NASA TRACE (Transition Region and Coronal Explorer). Επιπλέον, είναι γνωστό ότι ο Ερμής δε διαθέτει πρακτικά δική του ατμόσφαιρα. Σύμφωνα με την ανάλυση των προαναφερθέντων αστρονόμων, το φαινόμενο μπορεί να εξηγηθεί σαν αποτέλεσμα της συνδυαστικής επίδρασης της αμαύρωσης του ηλιακού χείλους (τα χείλη του ηλιακού δίσκου φαίνονται πιο σκοτεινά από ότι το κέντρο του) και των περιορισμών των οπτικών οργάνων παρατήρησης, λόγω της κυματικής φύσης του φωτός.
Παρόλο που σήμερα γνωρίζουμε ότι η επίδραση της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης δεν είναι αρκετή για να εξηγήσει το φαινόμενο, ήδη από τις παρατηρήσεις των διαβάσεων του 18ου αιώνα διαπιστώθηκε για πρώτη φορά η ύπαρξη της. Σύμφωνα με τους παρατηρητές: “Αμέσως μόλις ο δίσκος της Αφροδίτης είχε εισέλθει κατά το ήμισυ εντός του ηλιακού δίσκου, ένας λαμπρός μηνίσκος φάνηκε να καλύπτει όλο το τμήμα της περιμέτρου του δίσκου της που ήταν ακόμη εκτός του ηλιακού, κάνοντας έτσι ορατή όλη την περιφέρεια της. Αυτό το φαινόμενο ήταν εύκολα ορατό μέχρι λίγα λεπτά πριν την εσωτερική επαφή, και μετά χάθηκε σταδιακά (W. Wales και J. Dymont, Hudson Bay, 1769).
Ο δίσκος του Ήλιου είναι λίγες μοίρες στα αριστερά του πλανήτη. Φωτογραφία τραβηγμένη με ειδικά σχεδιασμένη “πλανητική κάμερα”, από τον Rex Bohannon, Table Mountain Observatory (το φως του ηλιακού δίσκου έχει αποκοπεί με κατάλληλη διάταξη, ώστε στο τηλεσκόπιο να εισέρχεται μόνο το φως από το χείλος του δίσκου του πλανήτη). Το φαινόμενο οφείλεται στην διάθλαση του ηλιακού φωτός από την ατμόσφαιρα της Αφροδίτης και πιθανώς να γίνει ορατό στη φετινή διάβαση λίγο πριν την 1η επαφή (ή κατά την είσοδο του δίσκου) και κατά την έξοδο (ή και αμέσως μετά την 4η επαφή).
Συχνότητα φαινομένου – Ιστορική αναδρομή Η Μέτρηση της απόστασης Γης – Σελήνης
Γνωρίζοντας με ακρίβεια τις τροχιές τόσο της Γης όσο και των πλανητών, μπορούμε να υπολογίσουμε τη συχνότητα με την οποία αυτές οι διαβάσεις επαναλαμβάνονται. Οι υπολογισμοί αυτοί είναι αρκετά περίπλοκοι (και γίνονται φυσικά με τη χρήση υπολογιστών), καθώς τα στοιχεία των πλανητικών τροχιών, λόγω διαφόρων παρελκτικών δυνάμεων, μεταβάλλονται αργά με το χρόνο.
Διαβάσεις της Αφροδίτης
Στην περίπτωση της Αφροδίτης, οι διαβάσεις επαναλαμβάνονται σε ζευγάρια, που οι δύο διαβάσεις απέχουν μεταξύ τους χρονικά κατά 8 έτη, ενώ το επόμενο ζευγάρι διαβάσεων ακολουθεί μετά από περισσότερα από 100 έτη (105,5 ή 121,5 έτη, εναλλάξ για κάθε σύνδεσμο).
Π.χ. το Δεκέμβριο του 1874 είχαμε μια διάβαση, την οποία ακολούθησε μια 8 χρόνια αργότερα, το Δεκέμβριο του 1882. Αυτή, πριν από 122 ολόκληρα χρόνια, ήταν και η τελευταία διάβαση πριν τη φετινή! Ακολουθούν η φετινή (Ιούνιος 2004) και η επόμενη τον Ιούνιο του 2012. Το επόμενο ζευγάρι ακολουθεί μετά από 105 χρόνια (Δεκέμβριος 2117 και 2125 – Πίνακας 1).
| Διαβάσεις Δεκεμβρίου (αναβιβάζων σύνδεσμος) | Διαβάσεις Ιουνίου (καταβιβάζων σύνδεσμος) |
|---|---|
| 7 – 12 – 1631 | |
| 4 – 12 – 1639 | |
| 6 – 6 – 1761 | |
| 3 – 6 – 1769 | |
| 9 – 12 – 1874 | |
| 6 – 12 – 1882 | |
| 8 – 6 – 2004 | |
| 6 – 6 – 2012 | |
| 11 – 12 – 2117 | |
| 8 – 12 -2125 |
Συνολικά, στο χρονικό διάστημα από το 2000 π.Χ. έως το 4000 μ.Χ. (6000 χρόνια), 81 διαβάσεις της Αφροδίτης είναι ορατές από τη Γη. Από αυτές, οι 44 (ποσοστό 54,3%) συμβαίνουν στον καταβιβάζοντα σύνδεσμο (Ιούνιος) και οι 37 (ποσοστό 45,7%) στον αναβιβάζοντα σύνδεσμο (Δεκέμβριος).
Η εμφάνιση των ζευγαριών που απέχουν χρονικά 8 έτη εξηγείται από το γεγονός ότι οι χρόνοι περιφοράς της Γης και της Αφροδίτης γύρω από τον Ήλιο βρίσκονται σε συντονισμό 8/13. Με άλλα λόγια, στο χρονικό διάστημα στο οποίο η Γη συμπληρώνει 8 περιφορές γύρω από τον Ήλιο (8 Χ 365,25 = 2922 ημέρες), η Αφροδίτη εκτελεί 13 περιφορές (13 Χ 224,7 = 2921 ημέρες). Σαν αποτέλεσμα, μετά από 8 χρόνια, τα δύο ουράνια σώματα θα ξαναβρεθούν στην ίδια περίπου θέση στο διάστημα σε σχέση με τον Ήλιο, και έτσι μια δεύτερη διάβαση θα γίνει ορατή από τη Γη. Η διαφορά της μιας μέρας (ακριβέστερα περίπου 22 ώρες) που φαίνεται από τα πιο πάνω νούμερα, σημαίνει ότι την τρίτη φορά η Αφροδίτη θα βρεθεί τόσο νωρίς στο σύνδεσμο της σε σχέση με τη Γη, ώστε δε θα συμβεί μια νέα διάβαση (κάποιες πάλι φορές, λόγω αυτής της χρονικής διαφοράς, παρατηρείται μόνο μία αντί για δύο διαβάσεις σε έναν σύνδεσμο).
Μετά από είτε 105,5 είτε 121,5 έτη, οι κατάλληλες συνθήκες για μια διάβαση εμφανίζονται στον άλλο σύνδεσμο της τροχιάς της Αφροδίτης, οπότε θα έχουμε και πάλι ένα ζευγάρι διαβάσεων που απέχουν χρονικά 8 έτη.
Στη σημερινή εποχή, οι διαβάσεις λαμβάνουν χώρα περί τις 7 Ιουνίου και 9 Δεκεμβρίου (συν πλην μια ημέρα).
Λόγω όμως της αργής μετατόπισης της θέσεις των συνδέσμων της τροχιάς της Αφροδίτης, ως προς τη Γη, αυτές οι ημερομηνίες μετατοπίζονται με την πάροδο του χρόνου. Έτσι μετά από 1500 χρόνια, οι διαβάσεις θα λαμβάνουν χώρα κατά τα δύο ηλιοστάσια (21 Ιουνίου και 22 Δεκεμβρίου). Θα επιστρέψουν δε στις σημερινές ημερομηνίες (ένας πλήρης κύκλος) μετά από περίπου 80000 χρόνια.
Διαβάσεις του Ερμή
Όσον αφορά τον έτερο εσωτερικό πλανήτη, οι διαβάσεις είναι πιο συχνές και συμβαίνουν κάθε 7 ή 13 έτη ή σε κάποιο συνδυασμό αυτών των αριθμό, π.χ. μετά από 33 ή 46 έτη. Στη σημερινή εποχή, οι διαβάσεις αυτές συμβαίνουν περί της 7 Μαΐου (καταβιβάζων σύνδεσμος) ή 9 Νοεμβρίου (αναβιβάζων σύνδεσμος). Η τελευταία τέτοια διάβαση έγινε το Μάιο του 2003 και η επόμενη θα συμβεί το Νοέμβριο του 2006.
Σύντομη ιστορική αναδρομή – η σημασία των διαβάσεων
Σύμφωνα με τα ιστορικά στοιχεία, ο πρώτος αστρονόμος που παρατήρησε μια διάβαση ενός πλανήτη (του Ερμή), ήταν ο Γάλλος Pierre Gassendi (1592-1655), στις 7 Νοεμβρίου του 1631, από το Παρίσι. Τη διάβαση είχε προβλέψει πριν το θάνατο του ο περίφημος αστρονόμος Johannes Kepler (1571-1630), ο οποίος είχε δημοσιεύσει από το 1627 την εργασία του για τις κινήσεις των πλανητών, που επέτρεπαν παρόμοιες προβλέψεις (βεβαίως όχι με τη σημερινή ακρίβεια). Μάλιστα, ο Gassendi προσπάθησε να παρατηρήσει και τη διάβαση της Αφροδίτης το Δεκέμβριο του ίδιου έτους αλλά χωρίς επιτυχία.
Η πρωτιά της παρατήρησης μιας διάβασης της Αφροδίτης έμελλε να ανήκει στους Βρετανούς Jeremiah Horrocks (1619-1641) και William Crabtree (1610-1644), οι οποίοι παρατήρησαν το φαινόμενο στις 4 Δεκεμβρίου του 1639. Αξίζει να σημειωθεί ότι ο νεαρός αστρονόμος Jeremiah Horrocks είχε προβλέψει το φαινόμενο σύμφωνα με τους δικούς του υπολογισμούς, σε αντίθεση με τους πίνακες του Kepler που δεν προέβλεπαν μια τέτοια διάβαση για εκείνη την ημερομηνία.
Παρατηρώντας από το νησί της Αγ. Ελένης στο νότιο Ατλαντικό Ωκεανό (αργότερα τόπο εξορίας του Μεγάλου Ναπολέοντα) μια διάβαση του Ερμή το 1677, ο νεαρός αστρονόμος Edmond Halley (1656-1742) – το όνομα του οποίου φέρει ο γνωστός μας κομήτης – συνέλαβε την ιδέα ότι με ακριβείς αστρονομικές μετρήσεις μιας διάβασης θα ήταν δυνατό να μετρηθεί μια θεμελιώδης για την επιστήμη της αστρονομίας σταθερά: η λεγόμενη αστρονομική μονάδα (α.μ.), δηλαδή η μέση απόσταση Γης – Ήλιου. Η ιδέα στηρίζεται σε ένα γνωστό στους αστρονόμους φαινόμενο, που ονομάζεται παράλλαξη (βλέπε παρακάτω). Γνωρίζοντας ότι οι διαβάσεις της Αφροδίτης είναι οι πλέον κατάλληλες για αυτό το σκοπό (λόγω της κοντινής προς τη Γη απόσταση του πλανήτη), προέτρεψε τους μελλοντικούς αστρονόμους να οργανώσουν αποστολές για την παρατήρηση των διαβάσεων του 1761 και 1769. Όπως προέκυπτε από τους υπολογισμούς του, αλλά και από υπολογισμούς άλλων αστρονόμων, όπως ο Γάλλος Joseph-Nicolas Delisle (1688-1768), για να μετρηθεί με ακρίβεια η αστρονομική μονάδα θα έπρεπε να χρονομετρηθούν οι φάσεις της διάβασης από δύο τουλάχιστον διαφορετικά σημεία της Γης, με όσο το δυνατόν μεγαλύτερη διαφορά στο γεωγραφικό τους πλάτος.
Όταν έφτασε το πλήρωμα του χρόνου (1761), η διεθνής αστρονομική κοινότητα πράγματι κινητοποιήθηκε. Οργανώθηκαν αποστολές σε εξωτικά μέρη, όπως η Σιβηρία, η Ινδία και το νησί Rodriguez, βόρεια της Μαδαγασκάρης, αλλά και σε πολλές ευρωπαϊκές πόλεις. Σύμφωνα με τον Newcomb, συνολικά 120 αστρονόμοι συγκεντρώθηκαν σε 62 διαφορετικά σημεία πάνω στη Γη για την παρατήρηση της διάβασης στις 6 Ιουνίου του 1761. Τα αποτελέσματα των αποστολών ήταν μάλλον απογοητευτικά, καθώς η ακριβής χρονομέτρηση της δεύτερης και τρίτης επαφής στάθηκε αδύνατη λόγω ενός αναπάντεχου φαινομένου που ονομάστηκε φαινόμενο μελανής κηλίδας (black drop effect), σύμφωνα με το οποίο ο δίσκος του πλανήτη φαίνεται να ενώνεται με μια λεπτή κηλίδα ή γραμμή με το ηλιακό χείλος, κατά τη στιγμή των εσωτερικών επαφών (2η και 3η επαφή). Ευτυχώς όμως για τους αστρονόμους, η επόμενη διάβαση ήταν μόλις οκτώ χρόνια μπροστά (3 Ιουνίου 1769) και πλέον με την εμπειρία που απέκτησαν ήταν καλύτερα προετοιμασμένοι για το φαινόμενο.
Οι Βρετανοί, που είχαν αποικίες σε όλο τον κόσμο, οργάνωσαν δύο αποστολές στα “δυο άκρα” του πλανήτη: οι William Wales και James Dymont ευτύχησαν να έχουν καθαρό ουρανό και έκαναν μετρήσεις ακριβείας από τον κόλπο Hudson στον Καναδά. Το μεγάλο ταξίδι στις θάλασσες του νότου, σε έναν τροπικό παράδεισο, στο νησί της Ταϊτής, που είχε πρόσφατα ανακαλυφθεί, ανέλαβε ο James Cook, καπετάνιος του Endeavour. Αν και επίσημα η αποστολή ήταν αστρονομικής φύσεως, το ταξίδι του Endeavour, που ξεκίνησε με πλήρωμα 94 ανδρών στις 27 Μαΐου του 1768 και διάρκεσε 3 ολόκληρα χρόνια (έως τον Ιούλιο του 1771), εξελίχθηκε σε μια επιστημονική περιπέτεια που κατέγραψε νέα στοιχεία σε τομείς όπως η βονατολογία, η ζωολογία και η ανθρωπολογία των περιοχών που ανακαλύφθηκαν. Ο ίδιος ο James Cook κατέγραψε σε ένα ημερολόγιο 753 σελίδων τις λεπτομέρειες τόσο του ταξιδιού, αλλά και των μετρήσεων για τη διάβαση της Αφροδίτης.
Από την ανάλυση των μετρήσεων του 1761 και 1769, ο Franz Encke, διευθυντής του αστεροσκοπείου του Βερολίνου, υπολόγισε το 1824 την τιμή των 153.340.000 χιλιομέτρων για την αστρονομική μονάδα, που δεδομένου των σφαλμάτων των μετρήσεων είναι μια ικανοποιητική προσέγγιση στη σημερινή αποδεκτή τιμή (149.597.870 χιλιόμετρα), η οποία βεβαίως υπολογίζεται με μεγαλύτερη ακρίβεια με άλλες μεθόδους, όπως π.χ. με τη χρήση ραντάρ (βλέπε παρακάτω).
Το 19ο αιώνα, οι ημερομηνίες των διαβάσεων ήταν γνωστές με ακρίβεια: 9 Δεκεμβρίου 1874 και 6 Δεκεμβρίου 1882. Πλέον στη διάθεση τους οι αστρονόμοι είχαν καλύτερα οπτικά όργανα, φωτογραφικές πλάκες και μια ακριβέστερη γνώση των γεωγραφικών συντεταγμένων ανά την υφήλιο. Άγγλοι, Γάλλοι και Ρώσοι οργάνωσαν αποστολές σε διάφορα μέρη και αυτή τη φορά οι μετρήσεις ήταν ακριβέστερες.
Συνδυάζοντας τις μετρήσεις από τις δύο αυτές διαβάσεις, ο Newcomb υπολόγισε το 1890 μια νέα βελτιωμένη τιμή της αστρονομικής σταθεράς, πολύ κοντά στη σημερινή (149.739.162 χιλιόμετρα).
Υπολογισμός της αστρονομικής μονάδας: Από τον Αρίσταρχο στο Ραντάρ
1. Η μέθοδος του Αρίσταρχου (περίπου 240 π.Χ.)
Γ: Γη, Σ: Σελήνη, Η: Ήλιος, ΡΓΣ: Απόσταση Γης – Σελήνης, ΡΓΗ: Απόσταση Γης – Ήλιου.
(Τα τρία σώματα δεν είναι υπό κλίμακα)
Όταν η Σελήνη βρίσκεται σε φάση πρώτου ή τελευταίου τετάρτου, η γωνία Γης – Σελήνης – Ηλίου είναι 90° (ορθή γωνία). Τότε η γραμμή που χωρίζει το φωτισμένο από το σκοτεινό τμήμα του σεληνιακού δίσκου (Ορίζουσα ή διαχωρίζουσα), είναι μια ευθεία. Αν ο Ήλιος βρισκόταν σε άπειρη απόσταση από τη Γη, τότε οι ευθείες ΣΗ και ΓΗ θα ήταν παράλληλες, άρα η γωνία Θ θα ήταν και αυτή ίση με 90° (η γωνία Θ είναι η γωνία που σχηματίζουν Σελήνη και Ήλιος τη στιγμή των τετάρτων, όπως φαίνονται από τη Γη). Η μέτρηση αυτής της γωνίας απαιτεί μεγάλη ακρίβεια και κατάλληλα σχεδιασμένα όργανα. Ο Αρίσταρχος την υπολόγισε ίση με 87° , ενώ η σύγχρονη τιμή της είναι πολύ κοντά στις 90° (89,85°). Με τη βοήθεια της τριγωνομετρίας μπορούμε στη συνέχεια να υπολογίσουμε την απόσταση Γης – Ήλιου σε σχέση με την απόσταση Γης – Σελήνης:
ΡΓΣ / ΡΓΗ = συνΘ ή ΡΓΗ = 1/συνΘ · ΡΓΣ
Με την τιμή του Αρίσταρχου υπολογίζουμε ότι: Απόσταση Γης – Ήλιου = 19 φορές η απόσταση Γης – Σελήνης,
Με την μοντέρνα τιμή υπολογίζουμε ότι: Απόσταση Γης – Ήλιου = 380 φορές η απόσταση Γης – Σελήνης.
Όσο για την απόσταση Γης – Σελήνης, αυτή μπορεί να υπολογιστεί με ακρίβεια είτε με ραντάρ είτε αν είναι γνωστή η πραγματική της διάμετρος, συγκρίνοντας την με τη φαινόμενη διάμετρο της.
Αρίσταρχος ο Σάμιος (310 – 250 π.Χ.)
Μεγάλος μαθηματικός και αστρονόμος της Αλεξανδρινής περιόδου, που γεννήθηκε στη Σάμο και πέθανε στην Αλεξάνδρεια της Αιγύπτου. Πρώτος διατύπωσε με σαφή τρόπο τη θεωρία του ηλιοκεντρισμού, ότι δηλαδή η Γη και οι άλλοι πλανήτες κινούνται γύρω από τον (ακίνητο) Ήλιο. Εκτός από την παραπάνω ιδιοφυή μέτρηση της απόστασης Γης – Ήλιου (άσχετα με την ακρίβεια της μέτρησης αυτής καθεαυτής), υπολόγισε τη διάμετρο της Σελήνης σε σχέση με αυτή της Γης (3/8 αντί του σωστού 3/11) με τη βοήθεια των σεληνιακών εκλείψεων (παρατηρώντας την καμπυλότητα της σκιάς της Γης πάνω στη Σελήνη).
2. Η μέθοδος με τις διαβάσεις (Halley, Delisle, Newcomb κ.ά.)
Ας θεωρήσουμε δύο σφαιρικά σώματα Η και Γ που απέχουν ορισμένη απόσταση d μεταξύ τους και έστω RΓ η ακτίνα του Γ. Από το κέντρο του Η, η ακτίνα του Γ φαίνεται υπό ορισμένη γωνία π. Αν το σώμα Γ είναι η Γη, οπότε RΓ είναι η ακτίνα της Γης, τότε η γωνία π ονομάζεται παράλλαξη του σώματος Η. Αν θεωρήσουμε σαν σώμα Η τον Ήλιο μας, τότε η παράλλαξη π του Ήλιου θα είναι ίση με (βλ. σχήμα):
εφπ = RΓ / d ή επειδή η γωνία π είναι πολύ μικρή*
π = RΓ / d,
από όπου αν λύσουμε ως προς d θα πάρουμε:
d = RΓ / π
(* για πολύ μικρή γωνία π, εκφρασμένη σε ακτίνια, ισχύει εφπ=π. Η γωνία π είναι πολύ μικρή, επειδή η απόσταση Γης – Ήλιου είναι πολύ μεγαλύτερη από την ακτίνα της Γης)
Από την τελευταία σχέση λοιπόν μπορούμε να υπολογίσουμε την τιμή της αστρονομικής μονάδας d, αν γνωρίζουμε την ακτίνα της Γης RΓ και την τιμή της παράλλαξης του Ήλιου π.
Ο υπολογισμός λοιπόν της απόστασης Γης – Ήλιου, ανάγεται στη μέτρηση της παράλλαξης π του Ήλιου, καθώς η ακτίνα της Γης είναι γνωστή με μεγάλη ακρίβεια. Η τιμή αυτή της πολύ μικρής γωνίας (περίπου 8,8 δευτερόλεπτα του τόξου ή αλλιώς η φαινόμενη διάμετρος ενός μικρού νομίσματος, όπως θα φαινόταν από μια απόσταση πάνω από 200 m), μπορεί να μετρηθεί κατά τη στιγμή της διάβασης της Αφροδίτης α) είτε συγκρίνοντας τους ακριβείς χρόνους δύο όμοιων επαφών από δυο διαφορετικά μέρη της Γης – μέθοδος του Delisle, β) είτε συγκρίνοντας τους χρόνους της διάβασης από τα δυο διαφορετικά μέρη – μέθοδος του Halley.
Οι υπολογισμοί είναι αρκετά περίπλοκοι – ο αναγνώστης που ενδιαφέρεται για περισσότερες λεπτομέρειες παραπέμπεται στις πηγές που αναφέρονται στο τέλος. Η βασική ιδέα όμως είναι η εξής:
Για δύο παρατηρητές Α και Β που βρίσκονται σε μεγάλη μεταξύ τους απόσταση (ως προς το γεωγραφικό πλάτος), η Αφροδίτη διαγράφει δύο διαφορετικές τροχιές πάνω στο δίσκο του Ήλιου – ΒΒ1 και ΑΑ1 όπως δείχνει το σχήμα. Από τη μέτρηση των χρονικών στιγμών των επαφών, μπορούμε να υπολογίσουμε τη διάρκεια της διάβασης για κάθε παρατηρητή ξεχωριστά – γενικά οι χρόνοι θα διαφέρουν μερικά λεπτά μεταξύ τους. Στη συνέχεια, με τη χρήση πινάκων και μαθηματικών σχέσεων μπορούμε να υπολογίσουμε την τιμή της παράλλαξης πα για την Αφροδίτη, τη γωνία δηλαδή υπό την οποία φαίνεται η απόσταση των δύο παρατηρητών πάνω στη Γη από την Αφροδίτη. Η πραγματική απόσταση ανάμεσα στους δύο παρατηρητές Α και Β μπορεί να υπολογιστεί αν είναι γνωστές οι γεωγραφικές συντεταγμένες των δύο τόπων – το γεωγραφικό μήκος και πλάτος της κάθε θέσης. Γνωρίζοντας τώρα τη γωνία πα και την απόσταση ΑΒ, εύκολα υπολογίζεται η απόσταση Γης – Αφροδίτης. Τέλος, με τη βοήθεια των νόμων του Kepler (βλέπε ένθετο), οι οποίοι ήταν γνωστοί στους αστρονόμους από το 17° αιώνα, υπολογίσουμε την απόσταση Γης – Ήλιου, την τιμή δηλαδή της αστρονομικής μονάδας.
Ο τρίτος νόμος του Kepler και η μέτρηση των αποστάσεων στο ηλιακό μας σύστημα
Για κάθε πλανήτη στο ηλιακό μας σύστημα ισχύει η σχέση:
Τ² = α³
όπου Τ η περίοδος περιφοράς του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο σε έτη και α η μέση απόσταση του από αυτόν σε αστρονομικές μονάδες. Εφαρμόζοντας τον 3° νόμο του Kepler στην κίνηση των πλανητών, μπορούμε να υπολογίσουμε τις αποστάσεις τους από τον Ήλιο, σε σχέση με την αστρονομική μονάδα – για να μετατρέψουμε τις τιμές αυτές σε απόλυτες, πρέπει να μετρήσουμε με ακρίβεια την τιμή της τελευταίας, που εξηγεί τη σημασία των διαβάσεων την εποχή που μελετήθηκαν. Εφαρμόζοντας τον τρίτο νόμο στην περίπτωση της Αφροδίτης, της οποίας η περίοδος περιφοράς της γύρω από τον Ήλιο είναι περίπου 225 ημέρες, υπολογίζουμε ότι η μέση απόσταση της από τον Ήλιο είναι περίπου 0,72 αστρονομικές μονάδες. Με τη μοντέρνα τιμή για την αστρονομική μονάδα, που υπολογίζεται με τη χρήση Ραντάρ (βλ. παρακάτω) αυτή η απόσταση μεταφράζεται σε περίπου 108 εκατομμύρια χιλιόμετρα.
3. Υπολογισμός της αστρονομικής μονάδας με τη χρήση Ραντάρ (NASA, 1990)
Με τη βοήθεια ραδιοκυμάτων, που ανακλώνται από την (στερεή) επιφάνεια της Αφροδίτης, υπολογίζουμε την απόσταση των δύο πλανητών, όταν η Αφροδίτη βρίσκεται στο πλησιέστερο προς τη Γη σημείο (κατώτερη σύνοδος). Τα ραδιοκύματα είναι ηλεκτρομαγνητικά κύματα που διαδίδονται στο κενό με τη σταθερή ταχύτητα του φωτός (περίπου ίση με 300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο). Από το χρόνο που χρειάζονται τα ραδιοκύματα να φτάσουν στον πλανήτη και να επιστρέψουν στη Γη και με τη ταχύτητα του φωτός γνωστή, υπολογίζουμε την απόσταση Γης – Αφροδίτης με ακρίβεια ενός χιλιομέτρου. Γνωρίζοντας τέλος από τον τρίτο νόμο του Kepler ότι αυτή η απόσταση είναι (περίπου) ίση με 1 – 0,72 = 0,28 αστρονομικές μονάδες, υπολογίζουμε την απόσταση Γης – Ήλιου.
Η σημερινή αποδεκτή τιμή είναι 149. 597. 870 χιλιόμετρα.
Την ημέρα της διάβασης (Τρίτη, 8 Ιουνίου), θα υπάρχει μέσα από τη σελίδα της ESO στο Internet http://www.vt-2004.org/central ζωντανή κάλυψη της διάβασης της Αφροδίτης από μεγάλα ηλιακά αστεροσκοπεία, καθώς και συνδέσεις με τοπικούς αστρονομικούς ομίλους από όλη την Ευρώπη, που θα έχουν εκδηλώσεις για το κοινό. Επιπλέον, τα παρατηρησιακά δεδομένα από ένα μεγάλο αριθμό παρατηρητών σε όλη την Ευρώπη, θα συγκεντρώνονται και θα επεξεργάζονται σε πραγματικό χρόνο και θα υπολογίζεται η τιμή της αστρονομικής μονάδας, αναβιώνοντας με αυτόν τον τρόπο τις ιστορικές παρατηρήσεις του 18ου και 19ου αιώνα και φέρνοντας το ευρύ κοινό σε επαφή με τις μεθόδους της αστρονομικής έρευνας.
3) Χρόνοι και Χάρτες
Ορατότητα της Διάβασης
Το παρακάτω διάγραμμα, που μπορείτε να βρείτε μέσα στη σελίδα της Nasa στο Internet, στην ηλεκτρονική διεύθυνση http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/tran/Transit2004-1b.GIF, δείχνει τους τόπους πάνω στη Γη από όπου όλη (λευκή περιοχή του χάρτη) ή μέρος της διάβασης (περιοχή του χάρτη με ανοικτό γκρι χρώμα) της 8ης Ιουνίου είναι ορατή. Όπως φαίνεται και από το χάρτη, οι παρατηρητές στην Ευρώπη, στο μεγαλύτερο μέρος της Αφρικής, και σε όλη την Ασία (πλην ενός τμήματος στην Άπω Ανατολή), θα μπορέσουν να δουν όλη την εξέλιξη του φαινομένου. Από την Ιαπωνία, την Ινδονησία, τις Φιλιππίνες, την Ταϊβάν και την Αυστραλία, θα είναι ορατή η αρχή της διάβασης αλλά ο Ήλιος θα δύσει πριν το τέλος του φαινομένου. Από το άλλο ημισφαίριο, στην Δυτική Αφρική, στις ανατολικές Η.Π.Α., στην Καραϊβική και στο μεγαλύτερο τμήμα της νότιας Αμερικής, ο Ήλιος θα ανατείλει ενώ η διάβαση έχει ήδη ξεκινήσει (οι αριθμοί με Λατινικά I, II, III και IV αναφέρονται στις αντίστοιχες επαφές στην περιοχή ορατότητας του κάθε τόπου).
Χρόνοι επαφών
Στον πίνακα 2 δίνονται οι χαρακτηριστικοί χρόνοι για τις διάφορες επαφές της διάβασης, σε παγκόσμιο χρόνο (Universal Time, U.T.) και για έναν υποθετικό παρατηρητή στο κέντρο της Γης. Οι πραγματικοί χρόνοι επαφής για οποιονδήποτε παρατηρητή πάνω στη Γη, μπορεί να διαφέρουν από τους χρόνους του πίνακα έως και ± 7 λεπτά της ώρας. Αυτό είναι το αποτέλεσμα της παράλλαξης της Αφροδίτης, καθώς ο διαμέτρου 58 δευτέρων του τόξου δίσκος της μπορεί να φαίνεται μετατοπισμένος πάνω στον ηλιακό δίσκο έως και 30 δεύτερα του τόξου, ανάλογα με τη θέση του κάθε παρατηρητή πάνω στη Γη.
Το μέγιστο της διάβασης είναι η χρονική στιγμή κατά την οποία ο δίσκος του πλανήτη βρίσκεται στη μικρότερη του απόσταση από το κέντρο του ηλιακού δίσκου. Στις 8 Ιουνίου του 2004, αυτή η απόσταση θα είναι ίση με 627 δευτερόλεπτα του τόξου (περίπου 10,5 πρώτα λεπτά ή 0,18 της μοίρας. Για σύγκριση, ο ορατός δίσκος του Ήλιου έχει φαινόμενη διάμετρο περίπου μισή μοίρα – 31,5 πρώτα λεπτά – κατά το μέγιστο της διάβασης).
Η γωνία θέσης είναι η φαινόμενη θέση της Αφροδίτης πάνω στον ηλιακό δίσκο, ως προς το κέντρο του ηλιακού δίσκου, μετρημένη κατά την αντίθετη των δεικτών φορά, με αρχή το βόρειο πόλο της ουράνιας σφαίρας, όπως προβάλλεται πάνω στο δίσκο του Ήλιου
| Φαινόμενο | Παγκόσμιος Χρόνος (U.T.) | Γωνία Θέσης |
|---|---|---|
| 1η επαφή | 05:13:29 | 116° |
| 2η επαφή | 05:32:55 | 119° |
| Μέγιστο διάβασης | 08:19:44 | 166° |
| 3η επαφή | 11:06:33 | 213° |
| 4η επαφή | 11:25:59 | 216° |
Για όσους θέλουν να βρουν τους ακριβείς χρόνους των επαφών για διάφορες πόλεις ανά τον κόσμο, μπορούν να επισκεφτούν την ηλεκτρονική διεύθυνση της Nasa: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/LC/Tran04LC4.html
Επίσης, στη σελίδα της ESO για τη διάβαση http://www.vt-2004.org/Background/Infol2/EIS-B1_pf.html, μπορεί να βρει κανείς πίνακες και παραδείγματα για τον υπολογισμό των χρόνων των επαφών για οποιοδήποτε μέρος στη Γη, εφόσον είναι γνωστές οι γεωγραφικές συντεταγμένες του τόπου (μια θαυμάσια πηγή από όπου μπορείτε να βρείτε γεωγραφικές συντεταγμένες για όλο τον κόσμο -και πολλά άλλα ενδιαφέροντα!- είναι η ηλεκτρονική διεύθυνση: www.heavens-above.com)
Εκεί, δίνοντας τις συντεταγμένες του τόπου παρατήρησης, μπορούμε απευθείας να πάρουμε σε πίνακες τους χρόνους που μας ενδιαφέρουν για τη διάβαση.
Για τη Θεσσαλονίκη, οι σχετικοί χρόνοι όπως υπολογίζονται από την παραπάνω πηγή, είναι ως ακολούθως:
| Φαινόμενο | Θερινή ώρα Ελλάδας | Γωνία Θέσης | Ύψος Ήλιου |
|---|---|---|---|
| 1η επαφή | 08:19:59 | 117,4° | 24,9° |
| 2η επαφή | 08:39:26 | 120,6° | 28,5° |
| Μέγιστο διάβασης | 11:22:28 | 166,7° | 58,8° |
| 3η επαφή | 14:04:10 | 212,7° | 71,1° |
| 4η επαφή | 14:23:18 | 215,9° | 69,2° |
Σημείωση: Για όσους σκοπεύουν να κάνουν τις δικές τους παρατηρήσεις κατά τη διάβαση της 8ης Ιουνίου, οι παραπάνω χρόνοι πρέπει να χρησιμοποιηθούν μόνο ως ενδεικτικοί για την καλύτερη προετοιμασία των μετρήσεων – οι ακριβείς χρόνοι πρέπει να καταγραφούν τη στιγμή της παρατήρησης!
Διάγραμμα διάβασης (αντιστοιχεί στις αναγραφόμενες τιμές του Πίνακα 2) (από τη διεύθυνση της ESO)
Οδηγίες για την παρατήρηση και καταγραφή της διάβασης
Η παρατήρηση της διάβασης δεν απαιτεί κάποιο ακριβό ή περίπλοκο εξοπλισμό – στην πραγματικότητα θα μπορούσε κάποιος να τη δει και δια γυμνού οφθαλμού (με τα κατάλληλα φίλτρα). Βεβαίως η χρήση κάποιου οπτικού οργάνου, όπως ένα ζευγάρι κιάλια ή ένα μικρό τηλεσκόπιο θα προσφέρει στον παρατηρητή την ευχέρεια να δει πολλές περισσότερες λεπτομέρειες και να κάνει, εφόσον το επιθυμεί, και χρήσιμες μετρήσεις. Σε κάθε περίπτωση, το φως του Ήλιου θα πρέπει να ελαττωθεί τόσο (τουλάχιστον κατά 100.000 φορές) ώστε να αποφευχθεί οποιαδήποτε ζημιά για τα μάτια. Χωρίς κανένα ίχνος υπερβολής, χωρίς την κατάλληλη προστασία υπάρχει κίνδυνος μόνιμης βλάβης (τύφλωσης).
ΠΡΟΣΟΧΗ:
Σε καμιά περίπτωση δεν πρέπει να παρατηρούμε τον ηλιακό δίσκο με το μάτι, με κιάλια ή τηλεσκόπια, χωρίς να παρεμβάλλονται στην πορεία των ακτίνων κατάλληλα προστατευτικά φίλτρα. Υπάρχει κίνδυνος μόνιμης και σοβαρής βλάβης των ματιών. Μην καταφεύγετε σε “πρακτικές” λύσεις όπως μαυρισμένα γυαλιά, εμφανισμένα φιλμ κλπ. Απευθυνθείτε σε ειδικά καταστήματα με αστρονομικά είδη, που πουλούν τα κατάλληλα φίλτρα για την παρατήρηση του Ήλιου. Αν δεν είστε σίγουροι ότι ένα φίλτρο είναι εγκεκριμένο και ασφαλές ή εάν έχετε την παραμικρή αμφιβολία
ΜΗΝ ΤΟ ΧΡΗΣΙΜΟΠΟΙΕΙΤΕ.
Παρατήρηση δια γυμνού οφθαλμού
Όπως προαναφέρθηκε, η φαινόμενη διάμετρος της Αφροδίτης κατά τη στιγμή της διάβασης είναι περίπου ίση με 1 πρώτο λεπτό της μοίρας (1/60 της μοίρας ή το 1/32 της φαινόμενης ηλιακής διαμέτρου), έτσι θεωρητικά μπορεί να παρατηρηθεί και δια γυμνού οφθαλμού δια μέσου προστατευτικών φίλτρων. Απευθυνθείτε στα εξειδικευμένα αστρονομικά καταστήματα, τα οποία πουλούν ειδικά σχεδιασμένα φίλτρα, φτιαγμένα από Mylar ή άλλο κατάλληλο υλικό, που απορροφούν τόσο τις ορατές όσο και τις υπεριώδεις και υπέρυθρες ηλιακές ακτίνες. Αυτά τα φίλτρα, πολλές φορές προσαρμοσμένα σε ειδικά πλαστικά γυαλιά (Eclipse glasses), είναι εγκεκριμένα από την Ευρωπαϊκή Ένωση και είναι τα μόνα κατάλληλα για την ασφαλή παρατήρηση του Ήλιου.
Παρατήρηση με κιάλια
Ένα συνηθισμένο ζευγάρι κιάλια, όπως 8 x 40 ή 7 x 50 ή 10 x 50, είναι κατάλληλα για την παρατήρηση της διάβασης (ο πρώτος αριθμός αναφέρεται στη μεγέθυνση που επιτυχαίνουν οι φακοί και ο δεύτερος στη διάμετρο των φακών σε χιλιοστά). Και πάλι θα πρέπει να καλύψουμε τους φακούς με τα κατάλληλα φίλτρα, αφού τα προσαρμόσουμε σε καπάκια που εφαρμόζουν στους φακούς (εάν χρησιμοποιείτε φίλτρα Mylar, βεβαιωθείτε ότι η επιφάνεια τους είναι τελείως επίπεδη, χωρίς ζαρωματιές και ότι τα καπάκια είναι ασφαλισμένα ώστε να μην ξεκολλήσουν από μια άθελη απότομη κίνηση).
ΠΡΟΣΟΧΗ! : Τοποθετούμε τα φίλτρα πάντα στους μπροστινούς (αντικειμενικούς) φακούς των κιαλιών και ποτέ στους προσοφθάλμιους (εκεί που βάζουμε τα μάτια μας). Στη δεύτερη περίπτωση, η θερμότητα που συγκεντρώνεται στο πίσω μέρος των οργάνων, μπορεί να κάψει τα φίλτρα και να εκτεθούν τα μάτια μας στην ακτινοβολία του Ήλιου. Απλά σκούρα φίλτρα, τοποθετημένα στους προσοφθάλμιους φακούς, είναι ανεπαρκή και επικίνδυνα για παρατήρηση.
Παρατήρηση με το ειδικό “ηλιακό τηλεσκόπιο” (Solarscope)
Το ειδικά σχεδιασμένο “Solarscope” είναι κατάλληλο για ομαδικές παρατηρήσεις χωρίς κίνδυνο για τα μάτια. Είναι φτιαγμένο από χαρτόνι, μπορεί να διπλωθεί και μεταφέρεται εύκολα. Το σύστημα των φακών του προβάλλει ένα είδωλο του ηλιακού δίσκου (διαμέτρου περίπου 10 εκατοστών) πάνω σε μια λευκή χάρτινη “οθόνη”. Συνίσταται για ομαδικές παρατηρήσεις, ειδικά όταν υπάρχουν παιδιά, για παρουσιάσεις σε σχολεία, σε ομίλους κλπ.
Παρατήρηση με ένα μικρό τηλεσκόπιο και φίλτρο αντικειμενικού φακού
Ένα (αχρωματικό) διοπτρικό τηλεσκόπιο με διάμετρο 60 με 100 χιλιοστά και εστιακό λόγο περίπου 10 είναι κατάλληλο για την παρατήρηση (ο εστιακός λόγος είναι ο λόγος της εστιακής απόστασης του φακού προς τη διάμετρο του). Φυσικά και οποιοδήποτε άλλο μικρό ή μεγαλύτερο τηλεσκόπιο μπορεί να χρησιμοποιηθεί. Για την παρατήρηση τώρα, υπάρχουν οι εξής επιλογές:
α) η διάβαση μπορεί να καταγραφεί φωτογραφικά, με τη χρήση φιλμ, συσκευής CCD (ηλεκτρονικό τσιπάκι) ή απευθείας στον ανιχνευτή CMOS μιας ψηφιακής κάμερας (προσαρμοσμένης στον εστιαστή χωρίς το φακό της) ή ακόμα και με μια κάμερα Web (επίσης χωρίς το φακό της και με κατάλληλο φίλτρο υπερύθρων). Η διάμετρος του δίσκου του Ήλιου που θα καταγράφεται σε αυτή την περίπτωση θα είναι ίση με 9,3 χιλιοστά για κάθε μέτρο εστιακής απόστασης του συστήματος μας.
β) Επίσης μπορεί να γίνει οπτική παρατήρηση μέσω του προσοφθαλμίου συστήματος του τηλεσκοπίου, είτε απευθείας με το μάτι είτε με τη χρήση ψηφιακής φωτογραφικής μηχανής ή και βιντεοκάμερας, τώρα όμως μαζί με το φακό τους και προσαρμοσμένες με μηχανικά μέσα επί του προσοφθαλμίου του τηλεσκοπίου.
Σε κάθε περίπτωση, ο αντικειμενικός φακός του τηλεσκοπίου θα πρέπει να καλυφθεί εξ ολοκλήρου με το κατάλληλο ηλιακό φίλτρο (βλ. εικόνα), το οποίο μπλοκάρει και τις υπέρυθρες ακτίνες, ώστε να μην υπάρχει κίνδυνος για τα μάτια.
Παρατήρηση με ένα μικρό τηλεσκόπιο και προβολή της εικόνας
Αυτή η μέθοδος είναι ιδιαίτερα κατάλληλη, όταν πρόκειται να παρατηρήσουν πολλοί άνθρωποι ταυτόχρονα και είναι απολύτως ασφαλής. Βασικά σε αυτή την περίπτωση, ο προσοφθάλμιος φακός του τηλεσκοπίου χρησιμοποιείται όπως ο φακός προβολής ενός προτζέκτορα (βλ. εικόνα). Η εικόνα που παίρνουμε σε αυτή την περίπτωση είναι πολύ καλύτερη από ότι με το Solarscope. Αφού μετακινήσουμε κατάλληλα μπρος πίσω το προσοφθάλμιο για να προβάλλουμε το δίσκο του Ήλιου πάνω σε ένα λευκό χαρτόνι, εστιάζουμε το είδωλο και παρατηρούμε με τα μάτια μας. Ένα κατάλληλο κάλυμμα γύρω από το χαρτόνι (που “κόβει” το έντονο διάχυτο φως της μέρας) θα βοηθήσει να παρατηρήσουμε πιο εύκολα.
ΠΡΟΣΟΧΗ! : Επειδή σε αυτή την περίπτωση δεν χρησιμοποιούμε φίλτρο μπροστά από τον αντικειμενικό φακό, χρειάζεται προσοχή ώστε να μην θέσει κάποιος τα μάτια του στην πορεία της φωτεινής δέσμης. Επίσης καλό θα ήταν να κλείσουμε με καπάκι το φακό του ερευνητή, ώστε να μην κοιτάξει κάποιος άθελα του μέσα από αυτό (για να εντοπίστε τον Ήλιο, χρησιμοποιήστε τη σκιά που ρίχνει το τηλεσκόπιο στο έδαφος).
Παρατήρηση με τη χρήση Webcam
Τελευταία η χρήση αυτών των σχετικά φθηνών καμερών για το Internet, οι οποίες τοποθετούνται στην κυρίως εστία του τηλεσκοπίου, έχει γίνει πολύ διαδεδομένη στους ερασιτέχνες αστρονόμους. Τοποθετούμε ένα κατάλληλο ηλιακό φίλτρο μπροστά από τον αντικειμενικό φακό του τηλεσκοπίου μας και προσαρμόζουμε την Webcam χωρίς το φακό της με ένα κατάλληλο αντάπτορα, ώστε να εφαρμόζει στον εστιαστή του τηλεσκοπίου μας (προηγουμένως έχουμε βγάλει οποιοδήποτε προσοφθάλμιο φακό). Κατά συνέπεια, οι μόνες κατάλληλες Webcams για το σκοπό αυτό, είναι αυτές που έχουν αποσπώμενο φακό. Για την καταγραφή, θα πρέπει να συνδεθούν με έναν Η/Υ, μέσω κατάλληλου καλωδίου, στην κατάλληλη υποδοχή (USB port). Το πλεονέκτημα που μας δίνουν είναι ότι επειδή παίρνουν φωτογραφίες με πολύ μικρούς χρόνους έκθεσης (1/100 του δευτερολέπτου είναι μια τυπική ρύθμιση, με τη χρήση οπτικών φίλτρων και τηλεσκόπιο εστιακού λόγου 10), ουσιαστικά “παγώνουν” την ατμοσφαιρική διαταραχή. Ο υπολογιστής ελέγχει την κάμερα και καταγράφει τα δεδομένα. Αργότερα, με τη χρήση ειδικών προγραμμάτων, μπορούμε να “στοιβάξουμε” πολλές εικόνες μαζί και να πάρουμε μια πολύ καλύτερη εικόνα, με έναν καλό λόγο σήματος προς θόρυβο (πολλά τέτοια προγράμματα διατίθενται δωρεάν μέσα από το Internet).
Η διάμετρος του ηλιακού δίσκου στην κυρίως εστία ενός διοπτρικού τηλεσκοπίου, είναι 9,3 χιλιοστά για κάθε μέτρο εστιακής απόστασης του συστήματος και το μέγεθος του τσιπ της κάμερας πολύ μικρό (περίπου 3 x 4 χιλιοστά). Έτσι, για μια εστιακή απόσταση 1 μέτρου, το οπτικό πεδίο θα είναι πολύ μικρό – περίπου 10 πρώτα λεπτά της μοίρας (το 1/3 του ηλιακού δίσκου). Αυτή η διάταξη επιτρέπει λοιπόν να παρατηρήσει κάποιος τη διάβαση με λεπτομέρειες.
Παρατήρηση με τη χρήση ψηφιακής φωτογραφικής μηχανής ή βιντεοκάμερας
Συνήθως χρησιμοποιούνται μαζί με το φακό τους και σε συνδυασμό με έναν προσοφθάλμιο του τηλεσκοπίου. Αυτή η μέθοδος προβολής ονομάζεται αφεστιακή (afocal) και δίνει μια μεγέθυνση του ηλιακού δίσκου ίση με το λόγο των εστιακών αποστάσεων των δύο φακών. Η μηχανή προσαρμόζεται πίσω από τον προσοφθάλμιο φακό με κατάλληλο μέσο και ως συνήθως προστατεύουμε το όργανο παρατήρησης με ένα ηλιακό φίλτρο που προσαρμόζεται στον αντικειμενικό μας φακό.
Καταγραφή των μετρήσεων
Για την καταγραφή της διάβασης με τέτοιο τρόπο ώστε οι μετρήσεις να μπορούν να χρησιμοποιηθούν στα πλαίσια του προγράμματος VENUS TRANSIT 2004 της ESO (ώστε να υπολογιστεί η απόσταση Γης – Ήλιου), ο κάθε παρατηρητής θα πρέπει:
α) να καταγράψει τις γεωγραφικές συντεταγμένες (μήκος και πλάτος) του τόπου παρατήρησης (επισκεφτείτε την διεύθυνση: http://www.heavens-above.com/)
β) να καταγράψει τους χρόνους των τεσσάρων επαφών, με όση μεγαλύτερη ακρίβεια γίνεται. Η χρόνοι θα πρέπει να μετατραπούν σε παγκόσμιο χρόνο U.T. (η θερινή ώρα Ελλάδος είναι 3 ώρες μπροστά από τον παγκόσμιο χρόνο). Ο χρόνος θα πρέπει να καταγράφεται άμεσα τη στιγμή που συμβαίνει το γεγονός και με ακρίβεια δευτερολέπτου (μεγαλύτερη ακρίβεια, λόγω της φύσης της παρατήρησης είναι δύσκολο να επιτευχθεί, αλλά ακρίβεια λεπτού δεν είναι ικανοποιητική). Αν περισσότεροι από ένας παρατηρητές παρακολουθούν την εξέλιξη του φαινομένου, δεν θα πρέπει να επηρεάζει ο ένας τον άλλον στην μέτρηση των χρόνων. Επιπλέον, οι χρόνοι που δίνονται από τα διάφορα προγράμματα και πηγές είναι μόνο ενδεικτικοί – οι παρατηρητές θα καταγράψουν τους δικούς τους χρόνους για τις επαφές!
Μετά την καταγραφή των μετρήσεων, όσοι το επιθυμούν μπορούν να τις αποστείλουν για ανάλυση στη σελίδα της ESO, στη διεύθυνση: http://vt2004.imcce.fr/vt2004i/Index.php (προηγουμένως θα πρέπει ο παρατηρητής να κάνει εγγραφή στην παραπάνω διεύθυνση, δηλώνοντας το όνομα του, τις συντεταγμένες του τόπου που θα κάνει παρατήρηση και τη μέθοδο παρατήρησης).
Παράδειγμα καταγραφής από τη Θεσσαλονίκη
| Φαινόμενο | UT | P* |
|---|---|---|
| 1η επαφή | 5h 19m 58s | 117.7° |
| 2η επαφή | 5h 39m 27s | 121.0° |
| 3η επαφή | 11h 4m 09s | 212.4° |
| 4η επαφή | 11h 23m 16s | 215.6° |
* είναι η γωνία θέσης, που έχει κορυφή το κέντρο του ηλιακού δίσκου, και οι πλευρές της δείχνουν προς το βόρειο πόλο του ουρανού και το σημείο της επαφής, μετρούμενη με αρχή το βόρειο πόλο πάνω στον ηλιακό δίσκο και με φορά αντίθετη των δεικτών του ρολογιού
5) Πηγές και διευθύνσεις στο Internet
Οι περισσότερες από τις φωτογραφίες είναι παρμένες από το site της ESO (1). Οι εικόνες 2 – 6 και 7 είναι προσαρμοσμένες από το Site της Orpington Astronomical Society (4). Οι πίνακες 1 και 2, όπως και οι χάρτες, προέρχονται από το site της NASA (2). Οι χρόνοι για τη Θεσσαλονίκη (πίνακας 3) είναι από το ηλεκτρονικό πρόγραμμα στη διεύθυνση (3). Η εικόνα 10 είναι από το site της JCU (5). Η εικόνα 9 είναι από το site της National Library of Australia (6).
Πολλά από τα ιστορικά στοιχεία για τις διαβάσεις, πάρθηκαν τόσο από το site της ESO, όσο και από το άρθρο: The transit of Venus, του William Sheehan (Sky & telescope, February 2004)
Διευθύνσεις στο Internet
Παρακάτω δίνονται ορισμένες χρήσιμες διευθύνσεις στο Internet, από όπου όσοι το επιθυμούν, μπορούν να πάρουν περισσότερες πληροφορίες σχετικά με τη διάβαση της 8ης Ιουνίου:
Η επίσημη σελίδα της ESO στο Internet, για τη διάβαση του Ιουνίου, με πληροφορίες και χρήσιμες συνδέσεις. Από εδώ μπορείτε να βρείτε όλες τις διευθύνσεις των ομίλων που συμμετέχουν στο σχετικό πρόγραμμα. Επίσης μπορείτε να εγγραφείτε ως παρατηρητές και να αποστείλετε τις παρατηρήσεις σας την ημέρα της διάβασης. Την ημέρα της διάβασης θα υπάρχουν ζωντανές συνδέσεις με διάφορα μέρη του κόσμου, όπου γίνονται εκδηλώσεις από ερασιτέχνες και επαγγελματίες αστρονόμους.
http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/transit/venus0412.html
Ένα από τα καλύτερα site, αυτό της NASA, όπου κανείς μπορεί να βρει πολλές και καλές γενικές πληροφορίες, χάρτες και χρόνους, καθώς και ενδιαφέροντα ιστορικά στοιχεία.
http://www.calsky.com/cs.cgi/Sun/7
Περιέχει υπολογιστή για τις συνθήκες και χρόνους παρατήρησης από τον κάθε τόπο, για όλες τις διαβάσεις Ερμή και Αφροδίτης.
http://www.chocky.demon.co.uk/oas/index.html
Το αστρονομικό site της Orpington περιέχει ένα πολύ ωραίο άρθρο για τη διάβαση της Αφροδίτης, με συμβουλές για την παρατήρηση της.
http://www.jcu.edu.au/school/mathphys/astronomy/index.shtml
Εδώ θα βρείτε υπέροχες φωτογραφίες και ιστορικά στοιχεία για το ταξίδι του James Cook για την παρατήρηση της διάβασης του 1769.
http://www.nla.gov.au/collect/treasures/treasures.html
Το ταξίδι στην Ταϊτή και αποσπάσματα από το ημερολόγιο του James Cook.
http://www.hellas-astro.gr/article.php?id=236&topic;=news&subtopic;
Μια σειρά πολύ καλών άρθρων απο τον Ιάκωβο Στέλλα για την διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου 04
Εκδηλώσεις για την διάβαση της Αφροδίτης
Παρασκευή 4/6/2004, 23:00 – 24:00
Συνέντευξη του Καθηγητή Jay M. Pasachoff, στην εκπομπή “Ανιχνεύσεις” στην ΕΤ3. Ο διάσημος Αμερικανός καθηγητής και “κυνηγός” ηλιακών εκλείψεων, έρχεται μαζί με έναν αριθμό συνεργατών και φοιτητών και με τον κατάλληλο αστρονομικό εξοπλισμό, προσκεκλημένος από το Αστεροσκοπείο Θεσσαλονίκης, ειδικά για την παρατήρηση της διάβασης.
Δευτέρα 7/6/2004, 20:00 – 22:00
Εκδήλωση με ομιλία του Καθηγητού Jay M. Pasachoff στην Αίθουσα Τελετών της Παλιάς Φιλοσοφικής Σχολής του Α.Π.Θ. Στο χώρο της εκδήλωσης θα εκτεθούν αστρονομικές φωτογραφίες. Πριν την ομιλία θα υπάρξει σύντομο μουσικό δρώμενο, ενώ μετά θα ακολουθήσει δεξίωση.
Τρίτη 8/6/2004, 08:00 – 14:30
Παρατήρηση του φαινομένου της διάβασης της Αφροδίτης από το χώρο του Αστεροσκοπείου, με τη συνεργασία των μελών μας που θα στήσουν τηλεσκόπια μαζί με τους ξένους ερασιτέχνες αστρονόμους. Με το διοπτρικό τηλεσκόπιο των 20 cm του εργαστηρίου αστρονομίας (του οποίου την αναβάθμιση των οπτικών και μηχανικών μερών ανέλαβε πρόσφατα ο αντιπρόεδρος μας κ. Αριστείδης Βούλγαρης), θα γίνουν επιστημονικές παρατηρήσεις του φαινομένου.
Ταυτόχρονα, μια ομάδα μελών μας θα βρίσκεται στο χώρο του νέου Κέντρου Διάδοσης Επιστημών και Μουσείου Τεχνολογίας, στη Θέρμη Θεσσαλονίκης, από όπου θα γίνει παρατήρηση του φαινομένου από τις 12:00μ.μ. και ύστερα. Μετά το τέλος του φαινομένου, θα πραγματοποιηθεί ξενάγηση στους χώρους του νέου Κέντρου. Η μετάβαση του κοινού από το Α.Π.Θ. θα διευκολυνθεί με μισθωμένα λεωφορεία.