Un mare numar de obiecte ceresti care se atrag intre ele au diametre aparente diferite - de exemplu stelele binare, un soare si planetele sale sau o planeta cu satelitii sai. Cand componenta cea mai mica si mai intunecata se afla in campul vizual al unui observator terestru, este posibil sa treaca prin fata obiectului mai mare. Aceasta trecere este numita tranzit. Cel mai cunoscut tranzit este o eclipsa de Soare, cand Luna trece prin fata Soarelui. Cum cele doua corpuri au diametre aparente comparabile, Luna poate acoperi discul Soarelui complet si are loc o eclipsa totala.

Eclipsa totala de Soare

Un tranzit similar are loc daca un satelit sau umbra sa trece pe suprafata unei planete de exemplu corpurile sau umbrele satelitilor galileeni pe Jupiter sau a lui Titan pe Saturn. Aceste evenimente sunt vizibile doar cu telescopul si se numesc tranzituri ale umbrei.

Tranzitul umbrei unui satelit galileean

Tranziturile lui Mercur sau Venus se numesc tranzituri planetare si sunt foarte spectaculoase datorita raritatii lor. Se produc atunci cand Mercur sau Venus se afla la conjunctie inferioara (aceasta se intampla in medie, pentru Mercur o data la 116 zile, iar pentru Venus o data la 584 zile) si in acelasi timp aproape de unul din nodurile orbitei (punctul de intersectie a orbitei lui Mercur sau a lui Venus si planul elipticii). Atunci planeta se gaseste pe o linie dreapta intre Pamant si Soare. Deoarece planul orbital al lui Mercur este inclinat cu un unghi de 7 grade in raport cu planul elipticii, iar inclinarea orbitei lui Venus este de 3.3 grade, iar cele doua conditii - ca planeta sa fie simultan la conjunctie inferioara si intr-un nod al orbitei - nu sunt intotdeauna indeplinite, aceste tranzituri planetare sunt evenimente ceresti rare. In medie sunt 13 tranzituri ale lui Mercur in fiecare secol, adica in medie unul la 7.5 ani, iar pentru Venus la patru tranzituri in 243 de ani.

In trecut astronomii utilizau tranziturile lui Mercur si Venus pentru a obtine informatii despre dimensiunile din Sistemul solar: marimea Soareului, distanta pana la Venus si distanta Pamant-Soare, care se numeste unitate astronomica (UA). Pentru a calcula aceasta marime astronomii au folosit metoda triangulatiei.

Metoda triangulatiei

Prin surprinderea momentelor exacte cand planeta intra prin stanga discului Soarelui din diferite pozitii de pe Pamant, utilizand paralaxa, se determina distanta Pamant-Soare. Astronomii au putut uliliza valoarea UA ca o baza pentru a afla distante din Sistemul solar sau distante pana la stelele apropiate. A fost de asemenea posibil sa se determine longitudinea observatorului. De exemplu observarea tranzitului lui Mercur din 1677 a fost utilizata pentru a determina longitudinea localitatii Port Royal, Jamaica.
 
 

Primul astronom care a realizat importanta observarii tranzitelor lui Mercur si Venus a fost Edmund Halley (1656-1742). Planeta apare pentru un observator care foloseste un telescop drept lentila pentru o camera obscura (nu priviti niciodata la Soare direct printr-un telescop!) ca un punct negru care traverseaza suprafata Soarelui. Primii astronomi care au utilizat un telescop pentru a observa tranzitul lui Venus din 1639 au fost Jeremiah Horrocks (1618-1641) si William Crabtree (1610-1644).

In secolul urmator cooperarea internationala in scopuri stiintifice a dus la organizarea mai multor expeditii pentru observarea tranzitului (in ciuda diferendelor politice sau chiar a razboiului). Astronomii au calatorit prin lume pentru a observa tranzitele lui Venus din 1761 si 1769. Ei si-au dat seama ca o astfel de ocazie nu vor mai intalni pana in 1874 si 1882. Pentru a observa tranzitul din 1769, capitanul Cook a navigat din Anglia pana in Tahiti. El a descoperit Hawaii si alte cateva locuri de-a lungul drumului.

Capitanul Cook in Tahiti

Rezultatele au fost dezamagitoare, mai ales din cauza dificultatii de a ajunge la timp. Al doilea motiv a fost acela ca a fost dificil de a aprecia cu exactitate momentul in care incepe tranzitul, din cauza efectului de "picatura neagra". Acesta este o zona intunecata care pare sa lege limbul Soarelui de limbul lui Venus pentru un moment, imediat dupa al doilea contact si imediat inainte de al treilea contact. Aceasta se intampla din cauza refractiei prin atmosfera foarte densa a lui Venus, desi a fost atribuita si efectelor optice si a fost observata si in timpul tranzitelor lui Mercur. Acest fenomen limiteaza precizia momentelor de contact la tranzitele lui Venus. Astronomii au concluzionat in mod corect ca Venus are atmosfera.

Efectul de "picatura neagra"

In septembrie 1959 a fost facuta prima incercare de a estima UA folosind reflexia radar. Utilizand radiotelescopul de la Jodrell Bank, astronomii au transmis semnale radar pe suprafata lui Venus si au receptionat ecourile. Dar aceasta incercare a dat gres. O alta ocazie a aparut in aprilie 1961. La fel ca la Jodrell Bank, echipamentul a fost folosit in fosta URSS, la MIT langa Boston, Massachusetts, SUA si la JPL, Pasadena, California, SUA. Masurand timpul de intoarcere al ecoului radar, astronomii au putut estima distanta pana la Venus si de-asemenea au gasit ca distanta medie Pamant-Soare pe care o considerasera anterior era prea mica. Acesta a fost motivul pentru care au esuat in detectarea ecoului la prima incercare. Acum astronomii dispun de orologii de mare precizie bazate pe maseri cu hidrogen. Dar si asa, tot a existat o discrepanta de 60.000 km intre valoarea UA determinata cu radarul si cele mai bune date conventionale. In cele din urma, valoarea medie determinata prin radar de149.600.000 km a fost acceptata.

In timpurile noastre, semnalele radio emise de navele spatiale care au trecut pe langa Venus au permis obtinerea pozitiei si masei planetei. Avand in vedere aceste rezultate obtinute de la misiuni spatiale, observarea in viitor a tranziturilor planetare va prezenta o importanta stiintifica mai mica. Totusi, ele constituie exercitii bune pentru detectarea planetelor extrasolare folosind metoda tranzitului.