Albino Carbognani
Raffaello Braga
UAI - Sezione Pianeti
albino@fis.unipr.it
rafbraga@tin.it

Introduzione

Il transito di uno dei due pianeti interni sul disco solare è un evento astronomico abbastanza raro [1]. Considerata l’inclinazione dei rispettivi piani orbitali sull’eclittica (7° per Mercurio e 3.4° per Venere), il transito occorre solo se il pianeta si trova in prossimità del nodo, ascendenteo discendente, dell’orbita che descrive attorno al Sole. I transiti del pianeta più interno del Sistema Solare possono verificarsi solo durante i mesi di maggio o novembre per­ché sono questi i periodi in cui Mercurio attraversa i nodi, rispettivamente ascendente e discendente, dell’orbita. Nei transiti di novembre Mercurio è prossimo al perielio e mostra un diametro apparente di soli 10", durante i transiti di maggio, il pianeta è vicino all’afelio e il diametro sale a 12".
Gli osservatori hanno potuto assistere agli ultimi transiti di Mercurio il 15 novembre 1999 e il 7 maggio 2003 [2, 3, 4].

I transiti di Venere possono avvenire solo in giugno e dicembre (rispettivamente al nodo discendente e ascenden­te), e sono molto più rari: l’ultimo si è verificato nel 1882 e il prossimo si verificherà l’8 giugno del 2004 (tabella 1). I transiti avvengono a coppie con una periodicità di 121.5 e 105.5 anni (alternativamente), tra l’ultimo evento di una coppia e il primo di quella successiva. I due transiti di una coppia sono separati da un intervallo di 8 anni [5, 6, 7].

Percorsi dei transiti di Venere
sul disco solare, dal 1761 al 2012.

Misurare l’Unità Astronomica

In passato, il transito dei pianeti inferiori sul disco solare era uno dei metodi utilizzati dagli astronomi per ricavare con una certa precisione il valore della distanza media Terra-Sole, in altre parole l’Unità Astronomica (UA). Dal punto di vista storico il metodo fu proposto per primo da Halley nel 1716, in un articolo inviato alla Royal Society. A questo scopo erano organizzate spedizioni nei più re­moti angoli della Terra, superando difficoltà logistiche e organizzative facilmente immaginabili. Oggi il valore dell’Unità Astronomica è noto con grande precisione (±1 km), grazie all’impiego di tecniche radar applicate dal 1961, e l’osservazione di un transito ha perso una parte della sua valenza scientifica, benché possa essere interes­sante dal punto di vista didattico. Il principio del metodo è il seguente.

I transiti di Venere dal 1631 al 2255.

Supponiamo, per semplicità, che il Sole, Venere e due osservatori terrestri P e Q giacciano sullo stesso piano. P e Q misurano i tempi di transito sul disco solare per due località terrestri poste a latitudini diverse. Da questi tem­pi si risale alle lunghezze apparenti delle corde percorse sul disco solare e quindi all’angolo che le separa. Questo angolo coincide con quello sotteso dal segmento dalla distanza fra P e Q, dPQ, se visto da Venere. Il valore reale della distanza dPQ in chilometri si calcola agevolmente note le coordinate geografiche di P e Q, quindi si può stimare subito la distanza Terra-Venere. Infatti, misurando · in radianti e trascurando il raggio terrestre, la distanza Terra-Venere è data da:

  (1)

Nota dalla (1), trascurando la piccola eccentricità delle orbite planetarie e usando la terza legge di Keplero scritta per le orbite della Terra e di Venere, possiamo co­noscere subito la distanza Terra-Sole, cioè l’Unità Astro­nomica. Si trova:

(2)

Nella (2),   e   sono, rispettivamente, i periodi di ri­voluzione attorno al Sole della Terra e di Venere (365.25 e 224.63 giorni solari medi). Il punto cruciale di tutto il metodo è la misura dell’angolo a. Per esempio, anche con una distanza PQ dell’ordine di 6000 km, Mercurio è troppo distante dalla Terra durante il transito, l’angolo a è piccolo (circa 10 secondi d'arco) ed è più difficile misurarlo con precisione.perciò interessante cercare di osservarlo a occhio nudo attraverso un filtro solare.
Per Venere invece, a è dell’ordine di 30 secondi d’arco, un valore che consente una maggiore precisione della misura.

Figura 2. Geometria semplificata per il calcolo del valore dell’Unità Astronomica
usando il metodo dei transiti di Venere. Il disegno non è in scala.

Figura 3. Illustrazione del transito di Venere dell’8 giugno 2004. Il nord solare è in alto, il bordo p a destra. Sono rappresentate le posizioni del pianeta al secondo e al terzo contatto. La posizione delle macchie è immaginaria, mentre le dimensioni dei dischi del Sole e di Venere, sono in scala.

 Il transito di Venere dell’8 giugno 2004

Il prossimo transito di Venere sarà quello dell’8 giugno 2004 e avrà una durata di circa 6 ore. Si tratterà di un tran­sito particolarmente favorevole perché visibile dall’Italia per l’intera sua durata, una circostanza che non si verifiche­rà più sino al 2247. Per l’Italia, i contatti avverranno nella seguente successione:

Primo contatto 05:20 TU
Secondo contatto 05:39 TU
Terzo contatto 11:05 TU
Quarto contatto 11:23 TU

Gli istanti esatti variano di pochi secondi tra le diverse località italiane. Per ottenere l’ora in vigore sommare due ore ai tempi dati. L’altezza del Sole sull’orizzonte è riportata nella tabella 2. Durante il transito, il diametro apparente di Venere sarà di 57.8 secondi d’arco, e sarà perciò interessante cercare di osservarlo a occhio nudo attraverso un filtro solare. Osservando dall’Italia, l’ingresso di Venere avverrà sul bordo sud-est del Sole con un angolo di posizione (contato da nord verso est) di circa 118°, mentre l’egresso avverrà sul bordo sud-ovest attorno a 216°: Venere sembrerà quindi percorrere una corda sovrapposta all’emisfero sud del Sole.

Tabella 2. Altezza di Venere sull’orizzonte, in gradi, per le località e gli istanti indicati.

Come osservare il transito di Venere

L’osservazione di un transito di Venere è equivalente a un’osservazione solare, quindi si utilizzano gli stessi strumenti e accorgimenti [1, 8]. Teoricamente il transito sarebbe visibile a occhio nudo, poiché il pianeta avrà un diametro apparente di quasi un primo d’arco, tuttavia un binocolo sarà già in grado di offrire una vista del fenomeno più soddisfacente e interessante. Per quanto riguarda i tele­scopi non sono necessarie grandi aperture (60 mm possono essere sufficienti), ma ottiche dotate di un buon contrasto e poco sensibili alla turbolenza atmosferica. Un piccolo rifrattore in questi casi è la scelta migliore. Per prima cosa è necessario procurarsi un filtro solare a tutta apertura, in grado di attenuare a valori accettabili per l’occhio le radiazioni ultraviolette, ottiche e infrarosse emesse dal Sole (un economico filtro in Astrosolar® va benissimo). Con il filtro davanti all’obiettivo del telescopio, meglio se su montatura equatoriale motorizzata, sarà possibile seguire agevolmente il transito. L’osservazione contemporanea da parte di più persone può essere possibile utilizzando un ri­frattore e il metodo della proiezione. Si noterà subito che il disco di Venere è molto più scuro dei nuclei d’ombra delle macchie solari. Questo fenomeno non è sorprendente se si pensa che le macchie solari sono regioni della fotosfera che si trovano a una temperatura di circa 4000-5000 K [9]. Osservando visualmente si potranno prendere i tempi del fenomeno, ingrandendo l’immagine il più possibile compatibilmente con le condizioni di seeing (da stimare secondo la scala di Antoniadi). In un transito sono quattro i tempi da misurare: due all’inizio del fenomeno quando i dischi del pianeta e del Sole sono tangenti esterni e interni (I e II contatto) e due alla fine quando i dischi ritornano a essere tangenti interni ed esterni (III e IV contatto). Di solito il primo contatto è il più incerto perché non si riesce a osservare il pianeta che si avvicina al bordo solare. Per lo stesso motivo anche il quarto contatto può essere molto difficile da determinare con una buona accuratezza. I tempi più accurati sono quelli del II e del III contatto. Per risolvere il problema della misura dei tempi del primo e quarto contatto si può osservare utilizzando un filtro solare centra-to sulla riga H-a dell’idrogeno (656.3 nm): in questo modo Venere sarà ancora visibile sulla cromosfera sia prima sia dopo l’uscita dalla fotosfera.

Oltre alle osservazioni visuali si possono utilizzare telecamere/webcam CCD per registrare le fasi principali del fenomeno, specie nei momenti dei contatti con il disco solare. Poiché l’ultimo transito si è verificato nel 1882, non esistono immagini CCD di Venere sul disco solare. Prima di iniziare le riprese è bene calibrare temporalmente il sistema regolando l’eventuale l’orologio della videocamera con una sorgente di tempo sincronizzata con il tempo atomico internazionale, in modo da poter ricostruire con più cura, a posteriori, i tempi dei contatti. In alternativa, prima di iniziare, si può riprendere il quadrante di un orologio sincronizzato. Immagini in alta risoluzione possono essere ottenute con le comuni webcam, a patto di riprendere filmati brevi, altrimenti l’immagine finale del disco di Venere (somma di diversi frame), rischia di diventare mossa. La velocità angolare di Venere sul disco solare sarà di 3 secondi d’arco/minuto, quindi per avere un “mosso” di 1 secondo d’arco la durata massima del filmato è di soli 20 secondi. La media dei migliori frame del filmato permetterà di eliminare parzialmente l’effetto della turbolenza atmosferica ottenendo immagini più dettagliate di quelle ottenibili con la comune pellicola fotografica.

Figura 4. Una ripresa (media di 40 frame), del transito di Mercu­rio del 7 maggio 2003 ottenuta alle 08:27 UT con una webcam applicata al fuoco diretto di un Maksutov da 127 mm di diametro (f/11.8), dotato di filtro solare in Astrosolar®. Notare come il disco di Mercurio sia più scuro dell’ombra della macchia solare in basso a destra. Venere si presenterà con un diametro del disco 5 volte superiore (Immagine di Albino Carbognani).

Progetti osservativi

La misura dei tempi di contatto è lo scopo ‘scientifico’ principale dell’osservazione del transito e quello su cui si focalizza il progetto ESO rivolto a tutti gli osservatori (vedi più oltre) e cui partecipa anche l’UAI. Una volta note le proprie coordinate geografiche, sincronizzato il proprio cronometro e prese tutte le precauzioni per seguire il tran­sito in sicurezza, l’osservatore deve:

-determinare il momento in cui il disco di Venere ‘tocca’ il lembo solare (primo contatto)
-determinare il momento in cui il disco di Venere termina di attraversare il bordo solare e viene a trovarsi completamente all’interno del disco del Sole (secondo contatto)
-determinare il momento in cui il disco di Venere ‘tocca’ il lembo solare dalla parte opposta della traiettoria di attraversamento (terzo contatto)
-determinare il momento in cui il disco di Venere lascia il disco del Sole (quarto contatto).

Attualmente il rilevamento dei tempi di contatto di un transito può essere utile per ottenere una misura precisa del diametro del Sole. Ci sono serie di osservazioni che indicano una variazione del raggio solare di 0.4” (0.02%) lungo il ciclo magnetico di 22 anni, con il massimo delle dimen­sioni coincidente con la massima frequenza delle macchie. Naturalmente sono necessarie misure accurate su un lungo periodo per poterlo dire con sicurezza [10]. La registrazione dell’aspetto di Venere durante il transito tramite disegni, note scritte, riprese fotografiche e video è l’altro aspetto interessante dell’osservazione, soprattutto in riferimento al fenomeno della ‘goccia nera’, che purtroppo limita la precisione della determinazione della parallasse [11]. Un altro fenomeno che sarà possibile osservare, durante la fase di ingresso e di uscita, è quello dell’illuminazione del bordo di Venere al di fuori del disco solare, causato dalla rifrazione e diffusione della radiazione solare attraverso l’atmosfera del pianeta [8].

Conclusioni

Le osservazioni del transito, comprensive delle registrazioni video e fotografiche, possono essere inviate a Raffaello Braga, coordinatore del programma Venere. Le registrazioni video e fotografiche vanno inviate su CD ROM. È necessario indicare luogo e tecnica di osservazione usata e descrivere con cura i principali risultati ottenuti riportando i tempi dei quattro contatti almeno con la pre­cisione del secondo.

Bibliografia

[1] Maunder M., Moore P., Transit, Springer, London, 2000

[2] Carbognani A., Astronomia UAI, 1, (gennaio-febbraio), 10-12 (2000)

[3] Carbognani A., Astronomia UAI, 3, (maggio-giugno), 63-65 (2003)

[4] AAVV, Astronomia UAI, 4, (luglio-agosto), 36-38 (2003)

[5] Maor Eli, June 8, 2004 -Venus in transit, Princeton University Press, 2000

[6] Sheehan W., Westfall J.E., The transits of Venus, Pro­metheus Books, 2004

[7] Sheehan W., Sky & Telescope, 107, 2 (February), 47-54 (2004)

[8] Price F.W., The Planet Observer’s Handbook, cap. 6, Cambridge University Press, 1994

[9] Carbognani A., Astronomia UAI, 1, (gennaio-febbraio), 14-17 (2004)

[10] Roth J., Sky & Telescope, 91, 4 (April), 15-16 (1996)

[11] Calanca R., Le Stelle, (maggio) 46-51 (2003)

Il transito di Venere sul Sole dell’8 giugno 2004

APPENDICE:
IL TRANSITO IN INTERNET

Il transito di Venere del prossimo 8 giugno è l’oggetto di parec­chi siti Internet che raccolgono una mole notevole di materiale informativo, storico, scientifico e pratico sull’evento, al punto da rendere quasi superflui gli articoli sulle riviste del settore astrono­mico. L’elenco dei siti sarebbe lunghissimo, ci limitiamo perciò a segnalare soltanto i più importanti per l’astronomo dilettante

o semplicemente per chi volesse soddisfare la propria curiosità sull’evento. L’European Southern Observatory (ESO) ha un sito Internet che fungerà da riferimento a livello mondiale per l’osservazione del transito (anche in diretta attraverso link a osservatòri in tutta la zona di visibilità) e per la raccolta dei dati che arriveranno dagli osservatòri professionali e dagli astronomi dilettanti. L’indirizzo è http://www.vt-2004.org/.

Per partecipare alla raccolta dei dati è necessario seguire le indi­cazioni date dall’ESO e registrarsi alla pagina http://www.vt-2004.org/participate/.

La partecipazione richiede a ogni osservatore la conoscenza esatta delle proprie coordinate geografiche, reperibili, per ogni località, sul sito
http://www.heavens-above.com/countries.asp oppure su http://ssd.jpl.nasa.gov/cgi-bin/eph.

Materiale storico (in italiano) estremamente interessante sui fenomeni osservabili durante il transito, e in particolare sul fe­nomeno della cosiddetta ‘goccia nera’ (black drop) si trovano sul sito Internet del Dipartimento di Astronomia dell’Università di Bologna, all’indirizzo http://www.bo.astro.it/~biblio/Horn/dicembre3.htm

Più in generale, sulla storia delle osservazioni dei transiti di Ve­nere consigliamo di visitare i seguenti siti:
in francese:
http://www.imcce.fr/ephem/passage/html/histoire.html
in italiano:
http://www.coelum.com/calanca/i_transiti_di_venere.htm

Gli istanti e le circostanze del fenomeno per tutte le principali località del mondo sono stati calcolati dal Bureau des Longitudes e sono riportati in dettaglio sul sito: http://www.imcce.fr/ephem/passage/html_passage/P2004Observ atoiresnew.html

Gli aspetti astronomici del transito di Venere e una spiegazione dettagliata sull’utilizzo delle osservazioni per la determinazione della parallasse solare col metodo dei transiti (in inglese) si pos­sono scaricare dai siti: http://eclipse.astronomie.info/transit/venus/project2004/pub/ Blatter.etal.eng.200306.pdf

http://wwwrc.obsazur.fr/cerga/mignard/TRANSITS/venus_ contact.pdf

Infine, consigli utili per l’osservazione del Sole -e quindi dei transiti - in sicurezza sono riportati dal Solar Eclipse Safety Code alla pagina http://www.eclipse.org.uk/safety.htm

I filtri solari sono venduti dalla maggior parte dei dettaglianti di prodotti astronomici, in genere a un costo assai contenuto.