Die Bahn der Venus ist der Sonne näher gelegen, als die Erdbahn. Deshalb kommt es vor, daß die Sonne und die Venus in ein und derselben Richtung am Himmel zu sehen sind (etwa alle 584 Tage). Da die Bahn der Venus jedoch gegen die Ekliptik geneigt ist kommt es meistens nur zu einer nahen Begegnung der Venus mit der Sonne. Die Venus wandert scheinbar nördlich, oder südlich an der Sonne vorbei, ohne daß sie vor der Sonnenscheibe vorbeizieht oder hinter der Sonnenscheibe verschwindet. Dies geschieht nur, wenn sich die Venus nahe ihrer 2 Bahnknoten in Konjunktion befindet.

Die Bahnknoten sind die an die scheinbare Himmelssphäre projizierten Schnittpunkte des Verschnittes der Bahnebene der Venus mit der Ebene der Ekliptik. Je nachdem ob der Planet die Ekliptik von Norden nach Süden durchstößt oder von Süden nach Norden, spricht man vom absteigenden oder vom aufsteigenden Knoten der Planetenbahn.

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Von Konjunktion spricht man, wenn die Erde, die Venus und die Sonne sich in einer Richtung befinden. Steht die Venus hinter der Sonne spricht man von einer oberen Konjunktion, steht sie vor der Sonne von einer unteren Konjunktion. Ein Venustransit kann nur bei einer unteren Konjunktion stattfinden, wenn sich die Venus nahe eines Bahnknotens befindet. Bei dem Venustransit des Jahres 2004 steht der Bahnknoten der Venus schon einen Tag vor dem Transit nämlich am 7. Juni vor der Sonne. Die Venus ist schon ein Stück vom Bahnknoten entfernt, deshalb sieht man sie erst einen Tag später vor der Sonnenscheibe vorbeiziehen (wenn sie in untere Konjunktion kommt). Das heißt auch, daß die Venus nicht zentral über die Sonnenscheibe wandern wird, da ihre Bahn ja gegen die Ekliptik geneigt ist (und sie sich nicht mehr im Bahnknoten befindet, der die Sonnenscheibe (nach Definition) zentral durchwandert). Grundsätzlich kommt es durch die geringe Neigung der Venusbahn noch zu einem Transit, wenn die Venus ihren Knotendurchgang 1.5 Tage vor oder nach der unteren Konjunktion gehabt hat.

Phänomenologisch ist ein Venus- (oder Merkur-) Transit vom Typus einer Sonnenfinsternis. Durch die im Vergleich zum Mond große Entfernung dieser Körper (bei der Venus 0,277⁽²⁾ AE von der Erde während eines Transits) ist die freisichtige Helligkeitsabnahme auf der Erde (ohne Messgeräte) nicht feststellbar. Der Mond kann die Sonnenscheibe leicht zu 100% bedecken, Venus nur zu etwa 1 Promille. Das erklärt auch warum Venus (und auch Merkur-) Transite nur! mit entsprechenden Filtern oder Finsternisbrillen beobachtet werden sollten.

Venustransite treten periodisch auf

Venustransite treten jedes Jahrhundert höchstens paarweise (im Abstand von etwa 8 Jahren) auf. Die Ursache der 8 Jahres-Periode liegt in dem Verhältnis der synodischen Umlaufzeit der Venus um die Sonne (583.92⁽¹⁾ Tage) zu dem der Umlaufzeit der Erde (365.256⁽¹⁾ Tage). Dieses Verhältnis beträgt 8 zu 5.00419 (583.92/365.256 = 8/5.00419). Es vergehen also 8 Erdenjahre bis beide Planeten etwa die gleiche Position auf ihrer Bahn einnehmen. Diese nehmen sie deshalb nicht alle 8 Jahre ein, da das Verhältnis ihrer Umlaufzeiten nicht genau 8 zu 5 sondern 8 zu 5.00419 ist.  Die daraus resultierende Differenz beträgt ca. 2.45 Tage (365.256*8-583.92*5 = 2.448)). Der genaue Wert variiert wegen der elliptische Form der Venus- und Erdebahn und auf Grund von Bahnstörungen die vor allem durch die äußeren Planeten bewirkt werden.

Zur Zeit lautet die Regel der zeitlichen Abstände zwischen Transits der Venus (ab dem 1. Transit im absteigenden Knoten):
8,  105.5,   8,  121.5,  8,  105.5,  8,  121.5,  8,  ... Jahre
Diese Regel gilt von der Mitte des 2. Jahrtausends bis zum Ende des 3. Jahrtausends.

Sind die zeitlichen Abstände in obiger Aufstellung über 100 Jahre, kann man nicht ein Transit-Paar mit 8 Jahren Abstand sondern nur mehr einen einzigen Transit beobachten. Dieser eine Transit findet so nahe am idealen Zeitpunkt statt (untere Konjunktion kurz vor oder nach dem Knotendurchgang, daß die Durchgangslinie der Venus weniger als 10 Bogenminuten vom Zentrum der Sonne entfernt ist⁽³⁾), sodaß 8 Jahre zuvor oder danach die Sonnenscheibe verfehlt wird.

Das nächste Mal wird sich die Venus in der Nacht von 5. auf 6. Juni 2012 (von 22^h03^m UT bis 4^h56^m UT) und dann erst wieder am 11. Dezember 2117 erneut vor der Sonnenscheibe zeigen. Am europäischen Taghimmel findet ein in seinem ganzen Verlauf beobachtbarer Transit der Venus sogar erst wieder am Nachmittag des 8. Dezembers 2125 statt.

Quellen:

(1) ... J. Herrmann, Das Weltall in Zahlen, Kosmos Verlag 1986