Джереми Хоррокс наблюдает прохождение Венеры по диску Солнца в тёмной комнате с помощью увеличительного стекла.
В 1640 году английский астроном и математик Уильям Гаскойн расположил несколько нитей в фокусе телескопа, закрепив их так, что их можно было перемещать. Так был изобретён микрометр, и телескоп из простого прибора для качественных наблюдений стал устройством для проведения точных измерений даже очень маленьких углов. Кроме того, к такому телескопу можно было присоединить размеченный круг для измерения других угловых величин.
В различных изданиях «Математических начал натуральной философии» и «Оптики» Ньютон приводит разные оценки расстояния между Землёй и Солнцем, то есть параллакса Солнца, которые варьировались от 10 до 13 м. В то время было достоверно известно лишь то, что параллакс Солнца не может превышать 15'' (реальное значение, используемое в наши дни, составляет 8,794148 м). Точное значение параллакса Солнца требовалось для корректировки астрономических таблиц, которые использовали не только астрономы, но и мореплаватели. Кроме того, доступные на тот момент знания о Солнечной системе позволяли определить относительные расстояния между всеми планетами, и оставалось вычислить лишь одно из расстояний, к примеру параллакс Солнца, в явном виде.
Эдмунд Галлей, наблюдавший прохождение Меркурия по диску Солнца в 1677 году, предложил определить параллакс Солнца во время прохождения Венеры в 1761 и 1769 годах. Предложенный им метод заключался в наблюдении прохождения Венеры из двух удалённых точек, при этом требовалось точно зафиксировать момент начала и конца прохождения. Было необходимо выразить угловое расстояние между траекториями Венеры, наблюдаемыми из двух удалённых точек, как часть диаметра Солнца, затем определить этот диаметр в милях и, наконец, рассчитать расстояние от Солнца до Земли. Таким образом, для наблюдений требовались только хороший телескоп и точные часы. К тому же наблюдать за транзитом Венеры было удобнее, чем за транзитом Меркурия: даже при наблюдении Венеры угловое расстояние имеет порядок всего 1/30 диаметра Солнца, а поскольку Меркурий находится ближе к светилу, то искомое угловое расстояние ещё меньше.
Астрономический транзит Венеры был крайне важен для расчёта расстояния от Земли до Солнца, однако транзит Меркурия представлял не меньший интерес.
Французский математик Урбен Жан Жозеф Леверье, изучив результаты наблюдений транзита Меркурия, выполненные с 1631 года до середины XIX века, открыл движение перигелия Меркурия, которое оказало огромное влияние на теорию относительности Эйнштейна.
Причины парного транзита Венеры
Период обращения Венеры вокруг Солнца составляет 224,7 дня, период обращения Земли — 365,25 дня. Разделив 365,25 на 224,7, получим 1,6255. Таким образом, за то время, пока Земля совершает полный оборот вокруг Солнца, Венера совершает 1,6255, или примерно 13/8 оборота. Следовательно, можно сказать, что если Земля совершает n оборотов вокруг Солнца, то Венера — 13n/8 оборотов.
Когда положение Земли и Венеры совпадёт? Очевидно, тогда, когда 13n/8 будет натуральным числом, то есть когда п будет кратно 8. Таким образом, каждые 8 лет
Солнце, Земля и Венера должны располагаться на одной линии. Это означает, что прохождение Венеры по диску Солнца можно наблюдать с Земли каждые 8 лет, однако взглянув на таблицу, вы увидите, что в действительности всё обстоит иначе.
Иногда прохождения Венеры действительно наблюдаются с интервалом в 8 лет, однако это бывает реже, чем раз в столетие. Почему так происходит? Ответ прост: приведённые выше расчёты были бы верны, если бы плоскости, в которых находятся орбиты Венеры и Земли (плоскости эклиптики), совпадали. Однако плоскость орбиты Венеры наклонена относительно плоскости орбиты Земли на 3,4°. Следовательно, транзит Венеры можно будет наблюдать только когда и Земля, и Венера будут располагаться вблизи линии узлов, то есть линии пересечения плоскостей их орбит. Иными словами, расстояние между орбитами планет должно быть меньше диаметра Солнца.
Орбиты Земли и Венеры (слева) и траектория прохождения Венеры по диску Солнца.
К примеру, прохождение Венеры наблюдалось в 2004 и 2012 году, но не в 1996-м, так как в этом году Венера находилась слишком далеко от плоскости эклиптики. Транзит Венеры наблюдается тогда, когда и Венера, и Земля находятся вблизи восходящего или нисходящего узла. Венера и Земля сближаются друг с другом дважды (с интервалом в 8 лет) возле восходящего узла в декабре, а затем, 121,5 года спустя, вновь дважды сближаются вблизи нисходящего узла в июне. По прошествии 105,5 года они вновь дважды сближаются у восходящего узла, и весь цикл повторяется снова.
Прохождения Венеры по диску Солнца 8 июня 2004 и 6 июня 2012
Также следует отметить, что прохождение Венеры нельзя увидеть из любой точки Земли: очевидно, что наблюдения можно произвести только днём, когда Солнце находится над горизонтом. К примеру, в 2004 году прохождение можно было увидеть в Европе, а в 2012-м его нельзя было наблюдать в Португалии и в Атлантическом океане.
Области, из которых можно было наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца 6 июня 2012 года.
Экспедиции XVIII–XIX веков
Джереми Хоррокс полагал, что вычислить расстояние от Земли до Солнца можно по результатам наблюдений транзита Венеры, однако масштабные проекты наблюдений за прохождением планеты по диску Солнца в 1761 и 1769 годах начал Эдмунд Галлей. Это были первые совместные исследовательские проекты европейских учёных. В них приняли участие сотни наблюдателей из разных обсерваторий — только так можно было гарантировать успешное наблюдение транзита. Наблюдатели расположились в точках, максимально удалённых по долготе.
В XVIII веке путешествия в дальние страны были сопряжены с определённым риском: к множеству обычных опасностей добавилась война между англичанами и французами в Индийском океане. Многие учёные в попытках добраться до места назначения погибли либо, добравшись, по разным причинам не смогли получить точных результатов.
Большой интерес учёных того времени к определению расстояния между Землёй и Солнцем был связан с тем, что благодаря третьему закону Кеплера отношения между расстояниями от всех планет до Солнца были уже известны. И теперь достаточно было вычислить расстояние до Солнца от одной из планет, и размеры Солнечной системы можно было определить автоматически. Галлей умер в 1742 году, однако европейское научное сообщество продолжило работу над проектом. В 1761 году в эксперименте участвовало более 120 человек, которые вели наблюдения из 62 точек, в 1769-м — 151 соглядатай в 77 разных точках. Исследователи сталкивались с громадными трудностями, а полученные результаты не всегда соответствовали ожидаемым. При проведении обеих кампаний основная сложность состояла в том, чтобы добраться до места назначения и точно определить координаты места и время.
Участники экспедиции 1769 года уже имели опыт наблюдений за транзитом Венеры, благодаря чему некоторые проблемы удалось решить. Одним из источников проблем была так называемая чёрная капля, которая впервые наблюдалась в 1761 году.