INAF - Istituto Nazionale di Astrofisica

Osservatorio Astrofisico di Catania

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Il transito di Venere sul disco solare

(8 Giugno 2004)  

L'8 Giugno 2004 è stato possibile osservare il pianeta Venere proiettato sul disco solare, un evento molto raro che era accaduto per l'ultima volta nel 1882. Questa specie di piccola eclissi, chiamata "passaggio" o "transito", può aver luogo solo per i "pianeti interni" (Venere e Mercurio)  e si verifica quando il pianeta si pone esattamente tra la Terra e il Sole. Il passaggio di Venere dell'8 Giugno 2004 è stato visibile da tutto il territorio italiano tra le 7.20 e le 13.23 circa.

Descrizione dell'evento

Importanza dei transiti: il passato (misura dell'Unità Astronomica)

Importanza dei transiti: presente e futuro (ricerca dei pianeti extrasolari)

Poster realizzati per l'evento

Immagini e filmati ottenuti all'Osservatorio Astrofisico di Catania durante il transito

Images and movies obtained at Catania Astrophysical Observatory during the transit

Descrizione dei transiti di Venere 

Nel Sistema Solare solo due pianeti, Mercurio e Venere, si trovano all’interno dell’orbita della Terra. Questi due corpi, detti anche “pianeti interni”, possono risultare in allineamento con la Terra ed il Sole, mostrandosi quindi, seppur per breve tempo, proiettati sul disco solare. Un simile fenomeno è detto “transito” ed è del tutto simile ad un’eclisse di Sole (ovvero analogo al passaggio della Luna di fronte al Sole). Tuttavia, mentre le dimensioni apparenti della Luna e del Sole risultano simili(1), il che rende le eclissi di Sole dei fenomeni estremamente spettacolari, le dimensioni apparenti di Mercurio e di Venere risultano assai più piccole. Proiettato  sul  disco  solare  Venere  ha  infatti un diametro apparente di

circa 1’ (ovvero 1/60 di grado) e risulta quindi appena visibile ad occhio nudo. Il disco di Mercurio è assai più piccolo, circa 10” (ovvero 1/360 di grado), il che rende il suo transito osservabile solo con l’ausilio di telescopi.

Nota: si ricorda che per osservare il Sole gli strumenti utilizzati dovranno necessariamente essere equipaggiati con degli appositi filtri 

(1) Il raggio della Luna (r) è di 1738 km, la sua distanza media dalla Terra (d) è di 384.000 km; la dimensione apparente media della Luna (a = 2 arctang r/d) risulta pari a 31’ (circa mezzo grado). Il raggio del Sole (R) è di 695.000 km, la sua distanza media dalla Terra (D) è di 149.597.870 km; la dimensione apparente media del Sole (b = 2 arctang R/D)  risulta pari a 32’. Visti dalla Terra il Sole e la Luna, pur avendo dimensioni reali assai diverse, risultano avere dimensioni apparenti simili.

 

Se l’orbita di Venere e quella della Terra giacessero sullo stesso piano osserveremmo un transito di Venere ogni 1,6 anni, cioè ogni volta che Terra, Venere e Sole risultano allineati. Invece, a causa dell’inclinazione tra i piani delle due orbite (pari a 3°23’35”) nella maggior parte degli allineamenti Venere non risulta proiettata sul disco solare. Per osservare un transito occorre che l'allineamento avvenga lungo la "linea dei nodi", che è la linea di intersezione tra l'orbita di Venere e quella della Terra. 

Per quanto sopra il transito di Venere è un fenomeno assai più raro, che si verifica solo 5 volte in 243 anni con una cadenza piuttosto bizzarra. All’inizio di un “ciclo” si hanno infatti due fenomeni separati da 8 anni, ma poi bisognerà aspettare 121,5 anni per averne un terzo, poi altri 8 anni per un quarto, mentre un quinto fenomeno si verificherà dopo altri 105,5 anni. Il transito di Venere sul disco solare fu previsto per la prima volta da Keplero per il 6 Dicembre del 1631, ma poiché ebbe luogo quando in gran parte dell’Europa  il  Sole  era  già  tramontato non risulta che sia

stato osservato. Dopo di allora si sono avuti i transiti del Dicembre 1639 (otto anni dopo il precedente ed il primo ad essere osservato), del Giugno 1761 (121,5 anni dopo), del Giugno 1769 (otto anni dopo), del Dicembre 1874 (105,5 anni dopo, completando un ciclo di 243 anni) e del Dicembre 1882. I prossimi due transiti avverranno l’8 Giugno del 2004 e il 6 Giugno del 2012. Bisognerà poi attendere altri 105,5 anni (11 Dicembre 2117) per osservare un altro transito.

 

Immagine dal sito http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html  (di F. Espenak)

Il transito dell'8 Giugno 2004 è stato ben visibile per tutta la sua durata in Europa, nel Medio Oriente e in buona parte dell’Africa e dell’Asia (zona gialla). In Australia e in Giappone il transito era ancora in corso al tramonto (zona viola a destra); nella parte più occidentale dell'Africa e in buona parte del Nord e Sud America il transito era già iniziato all'alba (zona viola a sinistra); nella parte più occidentale del Nord America, in gran parte dell'Argentina, del Cile e dell'Oceano Pacifico il transito non è stato visibile (zona blu).  

Importanza dei transiti: misura dell'Unità Astronomica 

Perché gli astronomi sono così interessati ai transiti di Venere? Questi fenomeni hanno avuto in passato un ruolo fondamentale nella nostra conoscenza delle dimensioni dell’Universo. I transiti permettono infatti di misurare con ottima precisione la distanza della Terra dal Sole (l'Unità Astronomica indicata nel seguito con “UA”), dalla quale si può poi ricavare, applicando la terza legge di Keplero, la distanza degli altri pianeti del Sistema Solare(1). Una precisa conoscenza dell’UA è inoltre la base di partenza fondamentale per una corretta valutazione della distanza dei corpi esterni al Sistema Solare (quali le stelle e le galassie).

Per comprendere cosa succede durante un transito osserviamo la Figura 1.  Se due osservatori (A e B) misurano la posizione di Venere sul disco solare durante un transito vedranno che il pianeta percorre traiettorie diverse. L’osservatore A vedrà Venere muoversi lungo la corda “a”, mentre per l’osservatore B Venere si muoverà lungo la corda “b”. Quindi ad uno stesso istante Venere apparirà sul disco del Sole in due punti diversi, nel punto “K” per l’osservatore A e nel punto “Z” per l’osservatore B. Dalla differenza di posizione di Venere sul disco solare durante un transito è possibile ricavare la distanza del Sole, come venne accuratamente descritto da E. Halley nel 1716 (chi fosse interessato ad approfondire i dettagli matematici della misura dell’UA ne troverà una descrizione nell’Appendice 1). Quanto mostrato in Figura 1 si può applicare anche ai transiti di Mercurio. Tuttavia data la maggiore distanza di Mercurio dalla Terra la differenza nella posizione apparente sul disco solare è molto più piccola che nel caso di Venere, il che rende le misure (e quindi le stime dell’UA) meno precise.

Nel XVIII° e nel XIX° secolo vennero organizzate imponenti campagne internazionali per osservare i transiti di Venere. I più importanti Osservatori del mondo inviarono astronomi in località spesso remote, in modo da poter documentare al meglio le varie fasi dei transiti (ad esempio l’osservazione del transito di Venere del 1769 vide all’opera circa 150 astronomi dislocati in almeno 77 diversi punti di osservazione sparsi in ogni angolo della Terra). Si trattò quasi sempre di spedizioni assai avventurose, recarsi in Siberia, in Africa, nel Pacifico o nell’America del Sud (trasportando anche della strumentazione scientifica) fino alla metà del XIX° secolo era infatti un’impresa non priva di difficoltà e pericoli. Queste spedizioni furono, nel loro insieme, un grande successo e fornirono un’eccellente valore per l’UA stimata allora in 149.668.465 km(2). Incidentalmente, l’osservazione dei transiti di Venere fornì anche le prime evidenze della presenza di un’atmosfera attorno al pianeta. Nella seconda metà del XX° secolo sono state effettuate delle misure dirette delle distanze dei pianeti più vicini, inviando dei segnali radar su Venere, Marte e Mercurio e misurando il tempo impiegato da detti segnali per tornare sulla Terra. Si è così ottenuto il valore attualmente accettato per l’UA: 149.597.870 km.

(1) La terza legge di Keplero ci dice che per tutti i pianeti del Sistema Solare il rapporto tra il quadrato del periodo di rivoluzione intorno al Sole e il cubo del semiasse maggiore dell’orbita è una costante. Poiché i periodi di rivoluzione dei pianeti intorno al Sole sono noti basta misurare la distanza di un pianeta dal Sole per poter ricavare tutte le altre distanze all’interno del Sistema Solare.
(2) La prima misura della distanza di un pianeta (e quindi dell’UA) non fu ottenuta grazie a un transito di Venere, bensì durante l’opposizione di Marte del 1672. Cassini e Richer misurarono la variazione apparente della posizione di Marte rispetto alle stelle usando come base (AB) la distanza tra Parigi e la Guyana Francese (risultati molto simili furono ottenuti indipendentemente da Flamsteed). Le osservazioni di Venere consentirono però di migliorare la precisione nella stima dell’UA rispetto a quella ottenuta con le misure delle posizioni di Marte.

Importanza dei transiti: la ricerca dei pianeti extrasolari 

Anche se da un punto di vista scientifico i transiti di Venere non hanno più l’importanza che avevano nei secoli scorsi, restano fenomeni spettacolari e molto rari. Recentemente si è capito che i transiti sono un ottimo metodo per scoprire pianeti in orbita intorno ad altre stelle (pianeti detti “extrasolari”). Il passaggio di Venere sul disco del Sole occulta una piccola parte della fotosfera, causando una diminuzione della quantità di luce solare che arriva sulla Terra.  Variazioni simili possono verificarsi per la luce che ci arriva dalle stelle a causa del transito di pianeti in orbita intorno ad esse (Figura 2). Il “metodo dei transiti” è l’unico che permetterà, in un futuro ormai prossimo, di scoprire pianeti extrasolari con dimensioni simili a quelle della Terra.

Alcuni transiti di pianeti extrasolari sono già stati osservati. Da Terra però, a causa dei disturbi causati dall’atmosfera, è possibile misurare solo le variazioni di luminosità (da qualche millesimo a qualche centesimo di magnitudine ) causate da pianeti extrasolari con dimensioni simili o maggiori di quelle di Giove. Variazioni più piccole (e quindi pianeti più piccoli) possono essere evidenziate con misure fuori dall’atmosfera terrestre, ovvero usando dei satelliti artificiali. I satelliti sono in grado di osservare simultaneamente migliaia di stelle e di mettere in evidenza variazioni di luminosità dell’ordine di una parte su diecimila, permettendo così di “vedere” il transito di pianeti extrasolari simili alla Terra. L’Osservatorio Astrofisico di Catania è impegnato in due di queste importanti missioni spaziali, i satelliti COROT (frutto di una collaborazione internazionale che ha come paese guida la Francia) e Kepler (un satellite della NASA)

Appendice 1 - Abbiamo visto (Figura 1) che se due osservatori (A e B) misurano la posizione di Venere sul disco solare durante un transito vedranno che il pianeta percorre traiettorie diverse. Nel 1716 il grande astronomo inglese E. Halley pubblicò un articolo in cui si descriveva come ricavare la distanza del Sole misurando le posizioni di Venere durante un transito. Il metodo di Halley è molto complesso, ma esiste un metodo analiticamente molto più semplice che qui descriviamo.

Affinché la separazione tra K e Z mostrata in Figura 1 risulti misurabile occorre che gli osservatori A e B si trovino a grande distanza sulla superficie della Terra ed anche in questo caso si tratta, come vedremo, di una misura molto difficile (la differenza nelle posizioni apparenti di Venere mostrata in Figura 1 è notevolmente esagerata)

Preliminarmente alla misura dell’UA proviamo a stimare il rapporto tra la distanza Venere-Sole (che chiameremo VS) e la distanza Terra-Sole (ovvero l’UA). Per far questo osserviamo la Figura 3, dove vengono mostrate le orbite della Terra e di Venere intorno al Sole (per semplicità assumiamo orbite circolari). Quando Venere, vista dalla Terra, si trova in "quadratura" l’angolo Terra-Venere-Sole (b) è di 90°. Se in quell’istante misuriamo l’angolo a (che risulta di circa 46°), possiamo applicare una semplice relazione che lega i lati e gli angoli di un triangolo rettangolo: VS/UA = sin a = sin 46° = 0.72. Da cui ricaviamo VS = 0.72 · UA

Consideriamo ora la situazione mostrata in Figura 1 come verrebbe vista da un osservatore posto sul piano dell’orbita della Terra: Figura 4.

Durante un transito avremo:

AB/(0.28 UA) = ZK/(0.72 UA)

e poiché la distanza AB è nota otteniamo la distanza ZK (se ad esempio AB = 3000 km segue che ZK = 7714.29 km). Ciò vuol dire che conosciamo adesso la vera distanza tra due punti sulla superficie del Sole (non più la distanza angolare ma la distanza in km) e quindi dal rapporto tra le dimensioni apparenti del Sole (PP’)  e di ZK  possiamo ricavare il diametro del Sole. Nel caso di due punti di osservazione sulla Terra distanti tra loro 3000 km la separazione angolare tra Z e K risulta di circa 0°,00296 (ZK è molto minore di quanto mostrato, per chiarezza, in Figura 4).

Poiché PP’ ha un valore di 0°,534; ne segue che il diametro del Sole è di circa 1.390.000 km (PP’ = 0,534 · 7714,29/0,00296). A questo punto basta calcolare da che distanza un corpo del diametro di 1.390.000 km viene visto dalla Terra con un diametro apparente di 0°,534; questa distanza è proprio l’UA e, con le approssimazioni usate, risulta essere UA=149.140.000 km. La difficoltà principale del metodo qui descritto sta nel valutare con grande precisione un angolo dell’ordine di qualche millesimo di grado sul disco solare. Piccoli errori in questa misura possono portare a grandi errori nella stima dell’UA. Il metodo sviluppato da E. Halley non prevede la misura diretta di angoli, ma ricava il valore dell’UA dalla differenza di durata del transito di Venere osservato da A e da B. La misura dei tempi del transito può essere effettuata con una precisione assai maggiore rispetto alla misura degli angoli sul disco solare.

Halley elaborò un ingegnoso metodo trigonometrico grazie al quale basta misurare i tempi del transito di Venere sul disco solare ottenuti da almeno due osservatori posti in punti diversi sulla Terra per ottenere (dopo calcoli molto complessi) il valore della distanza Terra – Sole. In particolare, occorre misurare gli istanti dei “contatti” quelli cioè in cui il pianeta “tocca” il disco solare (come mostrato nella figura qui a sinistra). Per due osservatori diversi il transito ha durata diversa, ma solo se gli osservatori sono posti a grande distanza la differenza diventa significativa (il transito del 2004 ad Oslo è durato 6h 3m 16s mentre a Catania è durato 6h 3m 43s). Nei secoli  XVIII° e XIX° vennero organizzate numerose campagne internazionali per l’osservazione dei passaggi di Venere, con l’invio di spedizioni scientifiche in parti spesso sperdute del mondo. L’elaborazione dei dati così ottenuti fu ultimata solo nel 1890 e il valore della distanza Terra-Sole fu stimato in 149.668.465 km. Le misure più recenti, e più precise, forniscono un valore di 149.597.870 km; come si vede il valore ottenuto con il metodo dei transiti di Venere è prossimo a quello misurato con le tecniche più moderne (l’errore era di solo lo 0,047 %).

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Ultimo aggiornamento: 01/06/12 12.41