Voorbereiding

Handleiding voor observaties

Het is verstandig om het waarnemen van de Venusovergang goed voor te bereiden. Omdat het volgen van Venus op haar pad over de zonneschijf veel overeenkomsten vertoont met het waarnemen van zonnevlekken (in beide gevallen bekijken we een zwarte vlek op de zonneschijf), kan juist het bekijken van zonnevlekken goed dienen om bekend te raken met de waarnemingstechnieken voor de zon. Lees hieronder hoe je de zon veilig kunt waarnemen en hoe je de zon kunt fotograferen of met een webcam kunt vastleggen.

Bij het waarnemen van de zon staat veiligheid voorop. Het licht dat de zon uitstraalt is bijzonder intens en zonder goede bescherming zal waarnemen met het blote oog en zeker met een telescoop tot blijvende oogschade leiden! Zorg er daarom voor dat de ogen voldoende beschermd zijn tegen het felle zonlicht. Waarnemingen met het blote oog - dus zonder verrekijker of telescoop - kunnen goed uitgevoerd worden met een eclipsbril (die onder ander hier te verkrijgen is), lasglas nummer 13 of 14 of een speciaal spiegelend zonnefilter. Alle andere manieren zijn onveilig.

Het bekijken van de zon met behulp van een telescoop vereist speciale voorzorgsmaatregelen. Op twee manieren kan de zon veilig met een telescoop worden waargenomen: door projecteren of door filteren.

Het projecteren van het zonsbeeld is een eenvoudige, goedkope en ook veilige manier om waarnemingen aan de zon te verrichten. Een verrekijker of een lenzenkijker met een objectiefdiameter van 50 mm voldoet prima; van iedere grotere telescoop kan de objectiefdiameter beter verkleind worden tot 50 mm. Gebruik bij voorkeur een goedkoop oculair (bijvoorbeeld Huygens) dat een niet te grote vergroting geeft. Met behulp van een zenitprisma kan het beeld van de zon straks comfortabel worden geprojecteerd. De telescoop moet op de zon gericht worden zonder door het oculair te kijken: maak daarbij gebruik van de schaduw van de telescoop - als de telescoop naar de zon gericht is, is de schaduw het kleinst. Bij het projecteren van het zonsbeeld houden we een stuk zwart of donkergrijs karton op zo'n 20 tot 50 cm achter het oculair van de telescoop. Op het karton verschijnt dan het beeld van de zon - hoe verder het scherm van de telescoop gehouden wordt, hoe groter het zonsbeeld zal worden. Om een idee te krijgen van de grootte van het geprojecteerde beeld, kan de diameter D van het zonsbeeld berekend worden:

D = 0,0093 fo (s - fe) / fe

Hierin is fo de brandpuntsafstand van het objectief, fe de brandpuntsafstand van het gebruikte oculair en s de afstand tussen oculair en scherm.

Indien slechts een deel van de zon op het scherm valt, moet de telescoop beter op de zon gericht worden (zonder door het oculair te kijken). Stel tenslotte het beeld scherp met behulp van de focusseerinrichting. Op het geprojecteerde zonsbeeld kunnen nu zonnevlekken gezien worden, alsook de randverzwakking. Het grote voordeel van projecteren is dat de positie van zonnevlekken of van Venus direct op het papier kunnen worden aangegeven en dat het beeld van de zon door meerdere personen tegelijkertijd bekeken én gefotografeerd kan worden. Ideaal voor in de klas of met familie!

Er zijn ook kant-en-klare projectietelescopen verkrijgbaar. Een goed voorbeeld daarvan is de Venuscope. De kartonnen behuizing, voorzien van een in aluminium gemonteerde lens en spiegel, maakt het opzetten van de telescoop gemakkelijk. De Venuscope projecteert op een veilige manier een duidelijk zonsbeeld van ongeveer 11,5 cm in diameter, dat bovendien nog eenvoudig is scherp te stellen.

Bij veel telescopen is een zogenaamd zonne-oculairfilter bijgeleverd. Gebruik dit filter liever niet om mee naar de zon te kijken: het wordt heet en kan kapot springen. Beter is het om een spiegelend objectieffilter van goede kwaliteit te gebruiken in combinatie met een UV-filter achter het oculair. De objectieffilters worden aan de kant van de telescoop aangebracht die naar de zon wijst. Ze houden zoveel mogelijk infraroodstraling tegen en reduceren de intensiteit van het zichtbare licht, waardoor het veilig is om direct door het oculair naar de zon te kijken. Doordat het filter licht en warmte weerkaatst, blijven de optische onderdelen van de telescoop redelijk koel. De filters zijn gemaakt van glas of kunststof, waarop een laagje aluminium is opgedampt. Objectieffilters zijn over het algemeen duur, maar het kunstoffolie AstroSolar vormt een betaalbaar alternatief. Het beeld dat op deze manier door de telescoop gezien wordt, is contrastrijker dan het geprojecteerde zonsbeeld, maar kan natuurlijk maar door één persoon tegelijkertijd bekeken worden.

Bij projecteren zowel als filteren moet de zoeker aan zijn objectiefzijde afgedekt worden, anders kun je je lelijk aan het zonlicht uit de zoeker branden. Bovendien worden de kruisdraden, die in het brandpunt zijn aangebracht, heet en kunnen verbranden.

Wie al in het bezit is van een telescoop hoeft voor de Venusovergang niet speciaal een nieuwe sterrenkijker aan te schaffen; de bestaande telescoop voldoet waarschijnlijk prima. Wie nog geen telescoop bezit en van plan is er een voor de Venusovergang te kopen, doet er goed aan zich bij de aanschaf af te vragen voor welke doeleinden het instrument ná de Venusovergang gebruikt zal worden. Voor het waarnemen van de zon geven lenzenkijkers van 50 tot 75 mm een prima resultaat - ze geven over het algemeen een groter contrast dan spiegelkijkers. De opening van spiegelkijkers is veelal groot, waardoor een objectieffilter prijzig is. Bezitters van een spiegelkijker kunnen echter de diameter van het objectief verkleinen door het objectiefuiteinde af te dichten op een kleine, excentrisch aangebrachte opening van 50 mm na.

Raadpleeg de aangegeven literatuur voor meer informatie of laat je in de speciaalzaak goed voorlichten!

Het zonsbeeld dat bij de projectiemethode op het scherm verschijnt, kan gewoon worden gefotografeerd. De zon kan echter ook diréct gefotografeerd worden. De cameralens dient dan wel te worden voorzien van een degelijk objectieffilter om het zonlicht te temperen. Voor de beste resultaten zijn spiegelreflexcamera's te gebruiken, voorzien van een telelens en gemonteerd op een stevig statief. De brandpuntsafstand van de lens moet niet te klein gekozen worden, anders wordt het beeld van de zon op de foto veel te klein - laat staan dat we Venus er dan nog op terug kunnen vinden. De volgende tabel geeft aan hoe groot het beeldveld is bij een bepaalde brandpuntsafstand en hoe groot de zon op het negatief zal zijn.

Voor een close-up van de zon zal dus een grote brandpuntsafstand gekozen moeten worden. De benodigde belichtingstijd is afhankelijk van de gevoeligheid van de gebruikte film en de diafragma-instelling. Voor het fotograferen van de zon (met behulp van een objectieffilter) kan de belichtingstijd berekend worden met:

t = f2 / (A x 80)

waarin f het diafragma is en A de filmgevoeligheid. Met een gewone film van 100 ASA en een diafragma van 11 moet dus 0,015 seconde ofwel 1/60 seconde belicht worden.

Je kunt de Venusovergang ook met behulp van een webcam vastleggen. De webcam kan zich onder amateur-astronomen verheugen in een toenemende belangstelling. Vooral als je nog geen ervaring met astrofotografie hebt, is dit een gemakkelijke en ook relatief goedkope manier om je waarnemingen van de Venusovergang te vereeuwigen.

Wat je nodig hebt is een webcam waarvan je eerst het lensje verwijdert. Als je de webcam vervolgens monteert achter het oculair van je telescoop (met objectieffilter!) en met de focuseerinrichting het beeld scherp stelt, kun je verbluffend mooie afbeeldingen van de zon maken. Omdat ze digitaal worden opgeslagen kun je ze later ook bewerken.

Met toestemming overgenomen van Steven van Roode

De parallaxmeting

Met behulp van je eigen waarnemingen aan de Venusovergang van 2004 kun je de afstand tussen de aarde en de zon uitrekenen. Hiervoor hoef je alleen de zogenaamde contacttijden (de tijdstippen waarop de schijf van Venus aan de zonneschijf raakt) met een goed lopende klok op te nemen. Samen met een soortgelijke meting op een ver weg gelegen locatie kan dan de afstand van de aarde tot de zon bepaald worden. De schijnbare baan van Venus over de zonneschijf is namelijk voor elke plaats op aarde anders. Dit een direct gevolg van de onderlinge afstanden tussen de hemellichamen. Met noemt dit parallax. Het is te vergelijken met het verspringende beeld wat je krijgt als je om de beurt je linker- en je rechteroog sluit. Pas als je beide ogen tegelijk gebruikt kun je diepte zien. Op precies dezelfde manier wordt met behulp van een parallaxmeting de afstand tot de zon bepaald. Aangezien we sinds de oude Grieken al weten hoe we afstanden op aarde moeten meten, kunnen we uit de onderlinge afstand tussen twee meetstations en uit hun metingen van de contacttijden van de Venusovergang de afstand tot de zon bepalen.

Anno 2004 kan iedereen meedoen aan de wereldwijde meting van de Astronomische Eenheid! Het observatie-hoofdkwartier van de Nederlandse tak van het Europese Venusovergang-netwerk vind je hier.

De planeet Venus was vanwege haar dichte nadering tot de aarde een uitstekende kandidaat om haar afstand door middel van een parallaxmeting te bepalen, maar omdat haar positie ten opzichte van vaste sterren moeilijk gemeten kon worden, leek een dergelijke meting onmogelijk. Alleen tijdens een overgang van Venus, als haar silhouet zich tegen de zonneschijf aftekende, kon het verschilzicht vanuit verschillende plaatsen op aarde bepaald worden.

Twee waarnemers zien als gevolg van verschilzicht de planeet Venus zich op verschillende posities tegen de zonneschijf aftekenen.

Twee verschillende waarnemers op aarde, a en b, zien Venus gedurende een Venusovergang namelijk op verschillende plaatsen tegen de zonneschijf geprojecteerd. Waarnemer a ziet Venus op A en waarnemer b ziet Venus op positie B. Uit de gelijkvormige driehoeken volgt dan eenvoudig dat, als de afstand d tussen beide waarnemers bekend is, de lineaire afstand H tussen A en B gelijk is aan

H = d x (0,72 / 0,28)

Als de hoek h tussen A en B, zoals die vanaf aarde wordt waargenomen, op een of andere manier gemeten kan worden, dan is de afstand R tussen de aarde en zon gelijk aan

R = H / h

Het is juist de meting van deze hoek h die in het verleden een probleem gaf. De micrometers uit de achttiende eeuw lieten de sterrenkundigen nog niet toe de positie van Venus op de zonneschijf er nauwkeurig mee op te meten. Bovendien zou de hoek simultaan bepaald moeten worden en het gelijktijdig uitvoeren van metingen was, als de waarnemers over de aarde verspreid waren, ondoenlijk. Edmond Halley loste dit lastige probleem op door de positiemeting te vervangen door een tijdmeting.

Halley stelde in 1716 voor dat waarnemers vanuit ver van elkaar verwijderde punten op aarde de totale duur van de Venusovergang bepaalden. Uit die metingen kon de afstand aarde-zon berekend worden.

Als gevolg van het breedteverschil tussen de waarnemers en de aardrotatie ziet iedere waarnemer Venus langs een ander pad voor de zon langs trekken. Omdat de paden iets in lengte verschillen, zullen ook de tijdsduren van de overgang voor elke waarnemer anders zijn. Het verschil tussen de tijdsduren voor twee waarnemers kan gemeten worden, maar ook op grond van een aangenomen waarde van de zonneparallax berekend worden. Als het gemeten en berekende tijdsverschil niet overeen komen, dan moet de aangenomen waarde van de zonneparallax onjuist geweest zijn. Halley stelde nu dat de verhouding tussen de ware zonneparallax en de aangenomen zonneparallax even groot was als de verhouding tussen het gemeten en berekende verschil tussen de tijdsduren van de overgang voor twee waarnemers op verschillende plaatsen op aarde:

"Quod si major vel minor reperiatur ex observatione hæc differentia, in eadem fert ratione major vel minor erit Solis parallaxis."

Bij de toepassing van Halley's methode moest de Venusovergang van begin tot einde worden waargenomen. Maar lang niet overal was de overgang in zijn geheel zichtbaar: vanuit Europa bijvoorbeeld waren de Venusovergangen van 1761 en 1769 slechts gedeeltelijk zichtbaar. Bovendien kon slecht weer de waarnemers die de overgang in principe wel in zijn geheel konden waarnemen parten spelen.

Het was Joseph Nicolas de l'Isle die bij gelegenheid van de Mercuriusovergang van 1753 besefte dat ook het tijdsverschil in het moment van inttrede gebruikt kon worden om de zonneparallax te bepalen. De afstand tussen de aarde en de zon kon verder op dezelfde manier berekend worden als bij de methode van Halley. Waarnemers hoeven dus alleen het tijdstip van de inttrede of de uittrede nauwkeurig te bepalen.

Maar omdat de tijdstippen in de achttiende eeuw altijd gemeten werden naar de lokale tijd, moesten de meetwaarden, voordat ze met elkaar vergeleken konden worden, gereduceerd worden tot de lokale tijd van dezelfde lengtegraad. Daarvoor was het noodzakelijk dat de waarnemers de lengtegraad vanaf waar zij de Venusovergang hadden waargenomen, precies vaststelden. Juist deze bepaling van de lengtegraad vormde in het begin van de achttiende eeuw nog een probleem.

Voor de methoden van Halley en van De l'Isle was het nodig de tijdstippen van de binnenste rakingen voor een bepaalde plaats op aarde te kunnen berekenen met behulp van een aangenomen waarde van de zonneparallax. Vooral tussen en na de Venusovergangen van 1761 en 1769 hebben sterrenkundigen verschillende oplossingen voor deze berekening bedacht. Aanvankelijk gebruikte men daarvoor, in navolging van Halley, geometrische methoden. In 1770 presenteerde Leonard Euler een nieuwe wijze van berekenen, waarbij het tijdsverschil werd uitgedrukt in een veelvoud van de aangenomen zonneparallax. Daarmee werd het berekenen van het tijdsverschil aanzienlijk vereenvoudigd. Deze rekenwijze vinden we toegelicht door bijvoorbeeld Jean-Baptiste Biot, Robert Stawell Ball en François Mignard. De afgelopen decennia zijn weer andere rekenmethoden toegepast. Het werk van Jean Meeus bijvoorbeeld maakt gebruik van Bessel's methode om de tijdstippen van raking nauwkeurig te berekenen en in recente artikelen van Heinz Blatter en Fredi Messmer wordt een originele methode gepresenteerd gebaseerd op vectorrekening.

Omdat met de huidige technieken zelfs amateur-sterrenkundigen de positie van Venus op de zon simultaan en met redelijke nauwkeurigheid kunnen vastleggen, wordt door verschillende projectgroepen bij de aanstaande Venusovergang de methode van Halley of van De l'Isle niet meer gebruikt. Door bijvoorbeeld met een webcam digitale opnamen van de Venusovergang te maken vanaf verschillende plaatsen, maar op hetzelfde tijdstip en deze met elkaar te vergelijken, kan de hoek h direct bepaald worden. Daaruit kan de zonneparallax dan berekend worden. Het bepalen van de tijdstippen van intrede en uittrede. Om bij aanvang Venus over de zonsrand te zien trekken, houden we vlak vóór het begin van de Venusovergang de zonsrand bij de voorspelde positiehoek nauwlettend in de gaten. Het tijdstip van de buitenste raking bij intrede gaat altijd verloren, omdat op het moment dat Venus als een deukje in de zonsrand zichtbaar wordt, de eigenlijke buitenste raking al voorbij is. Voor het binnenste contact bij intrede moet het tijdstip worden genoteerd waarop de zwarte druppel van de zonsrand loskomt. Bij de uittrede zal zich bij de binnenste raking zich eerst de zwarte druppel vormen. De contacttijd is het moment waarop het laatste restje licht tussen de rand van Venus en de zon verdwenen is. De buitenste raking bij de uittrede kan, in tegenstelling tot die bij de intrede, wél bepaald worden. Het is het moment waarop het deukje dat de wegtrekkende Venus in de zonsrand maakt helemaal verdwenen is. Door het golven van de zonsrand kan het lastig zijn om precies te beoordelen wanneer het laatste segmentje van Venus van de zonneschijf verdwenen is.

Wie de contacttijden nauwkeurig wil bepalen, kan het beste een grote vergroting gebruiken (bijvoorbeeld x200). Verder kunnen een referentieklok en een chronometer dienen om de tijdstippen visueel vast te stellen: op het moment dat er een raking plaatsvindt, wordt de chronometer gestart. Later wordt de chronometer weer gestopt op een volle minuutaanwijzing van de referentieklok; de contacttijd is dan te vinden uit het verschil tussen de aanwijzing van de referentieklok en het door de chronometer aangegeven tijdsbestek dat is verlopen sinds de raking.Ook een laptop waarvan de tijdsaanduiding is gesynchroniseerd met de wereldtijd kan uitkomst bieden.

Een ándere mogelijkheid is het met een videocamera volgen van Venus tijdens haar passage over de zonsrand. Door de tijd in beeld mee te laten lopen zijn naderhand de verschillende tijdstippen te bepalen. Nog een voordeel van een video-opname is dat de eerste buitenste raking, die visueel bijna onmogelijk is vast te stellen, bepaald kan worden door de beelden naderhand in omgekeerde volgorde af te spelen. Vergelijk de bepaalde tijdstippen met de theoretisch voorspelde tijdstippen.

Uit de bepaalde contacttijden zijn de schijnbare diameter van Venus en de parallax van Venus te bepalen. Het was juist deze laatste mogelijkheid die in het verleden het waarnemen van Venusovergangen wetenschappelijk zo interessant maakten. De parallax van Venus kan alleen uit de metingen worden afgeleid in combinatie met metingen verricht op een andere, ver weg gelegen plaats op aarde. Zonder te rekenen kan de parallax zichtbaar worden gemaakt door twee foto's van Venus voor de zon, die op hetzelfde tijdstip zijn gemaakt vanaf twee ver uit elkaar gelegen locaties, samen te voegen tot een driedimensionale foto.

De schijnbare diameter van Venus kan uit de duur van Venus' overtocht over de zonsrand berekend worden. Neemt deze passage T seconden in beslag, bereken dan eerst:

c = 4 x T / 3600

Als de straal van de zon a boogseconden is en de kortste afstand van Venus tot het middelpunt van de zon b boogseconden, dan bedraagt de schijnbare diameter x van Venus (in boogseconden):

x2 = c2 (a2 - b2 - c2) / (a2 - c2)

Op 8 juni 2004 is de straal van de zon 945,4 boogseconden en de kortste afstand van Venus tot het middelpunt van de zon 641,3 boogseconden. De verwachte waarde voor de schijnbare diameter van Venus is ongeveer 60 boogseconden. Vergelijk het resultaat eens met een directe meting van Venus' diameter - het beste is daarbij de projectiemethode te gebruiken. Meet de doorsnede d van het silhouet van Venus (in cm) en de middellijn D van het zonsbeeld (eveneens in cm). De schijnbare diameter van Venus volgt dan uit:

x = 2 a d / D

De twee waarden voor de schijnbare diameter - bepaald uit de contacttijden en de directe meting - zouden met elkaar overeen moeten stemmen.

Binnenkort zal via deze pagina ook een Nederlandstalig lespakket met leuke informatie en berekeningen te downloaden zijn.

De vermaarde "zwarte druppel" of "gutta nigra" is het bekendste verschijnsel dat tijdens de Venusovergang optreedt. Bij de intrede en de uittrede van Venus raken de randen van Venus en de zon elkaar niet glad, maar lijkt de planeet door een zwarte, druppelvormige uitstulping met de zonsrand verbonden te zijn, die een aantal seconden zichtbaar kan blijven. De literatuur is niet eensluidend als het om de oorzaak van het optische verschijnsel gaat, hoewel het effect reeds sinds de mercuriusovergang van 1677 bekend is. Als oorzaak van het fenomeen wordt meestal de atmosfeer van Venus aangevoerd, maar omdat de zwarte druppel ook bij overgangen van Mercurius is waargenomen en deze planeet géén dampkring heeft, mag de invloed van de atmosfeer van Venus op het ontstaan van de zwarte druppel verwaarloosd worden. Ook de invloed van de buiging van het zonlicht aan de randen van Venus is niet van doorslaggevende betekenis. De juiste verklaring voor de zwarte druppel werd echter al in 1770 gegeven door de Franse wis- en sterrenkunden Joseph Jérôme Le François de Lalande en Charles Messier. Hij veronderstelde dat voornamelijk atmosferische refractie ten grondslag ligt aan het opvallende effect. De afbuiging van de lichtstralen in de aardse dampkring vervagen het beeld zodanig dat een druppelvorm ontstaat. De seeing zou dus een grote invloed kunnen hebben op de vorm van de zwarte druppel. Bij de Venusovergang in 2004 kan dat vanuit Nederland misschien worden geconstateerd: omdat bij de intrede de zon nog laag aan de hemel staat, en de atmosferische refractie dan sterk is, kan de vorm van de zwarte druppel merkbaar anders zijn dan bij de uittrede, wanneer de zon hoog boven de horizon staat.

Naast atmosferische refractie hebben ook de irradiatie in het oog en de diffractie in de kijkerbuis een geringe invloed op het verschijnen van de zwarte druppel. Het laatste verklaart waarom men in de achttiende eeuw zoveel meer last had van de zwarte druppel dan in de negentiende eeuw: de waarnemers uit 1761 en 1769 hadden veel kleinere telescopen. Met betere instrumenten zag men nog wel een donkere, wazige verschijning tussen de randen van Venus en de zon.

Tracht de illustere zwarte druppel fotografisch vast te leggen of neem het verschijnsel op video op! Ook een serie van snel opeenvolgende CCD-opnamen (met bijvoorbeeld een webcam) gedurende de intrede of de uittrede kan het zwarte-druppeleffect laten zien. Deze opnamen kunnen ook een wetenschappelijk doel dienen. Want hoewel De Lalandes verklaring voor de zwarte druppel onlangs door verschillende onderzoeken is bevestigd, is het nog onduidelijk wat de precieze invloed van het verschijnsel is op de visueel waargenomen tijdstippen van binnenste raking. Jouw opnamen van de zwarte druppel kunnen dus heel waardevol zijn, als het tijdstippen waarop de beelden zijn gemaakt nauwkeurig bekend zijn!

De atmosfeer van Venus.

In 1761 zag de Russische geleerde en dichter Michail Vasiljevitsj Lomonosov een zwakke aureool van licht om Venus toen zij de rand zonneschijf passeerde; dezelfde lichtgevende rand nam hij waar toen Venus weer van de zonneschijf af trok. Deze verschijning werd door hem - correct - geïnterpreteerd als de atmosfeer van Venus. Ook tijdens de Venusovergang van 2004 zal de dampkring van de binnenplaneet zichtbaar zijn tijdens de intrede en de uittrede. Wanneer Venus zich geheel op de zonneschijf bevindt, kan de atmosfeer nog steeds als een lichte aureool rondom het zwarte silhouet onderscheiden worden.

Vóór en na de overgang zou het silhouet van het planeetschijfje nog tegen de corona of de chromosfeer van de zon af kunnen steken. Deze waarneming kan gebruikt worden om het tijdstip van buitenste raking bij intrede toch te bepalen. De corona en de chromosfeer zijn voor gewone waarnemers alleen zichtbaar tijdens een totale zonsverduistering, maar waarnemers die in het bezit zijn van een Ha-filter kunnen dit wellicht aanwenden om Venus naast de zonneschijf te ontwaren.

Gedurende een overgang lijkt voor sommige waarnemers het zwarte planeetschijfje níet gitzwart, maar vertoont het lichte vlekken of schijnt zelfs het gehele schijfje een zwak licht uit te stralen. Deze verschijningen zijn terug te voeren tot optische effecten in de telescoop en kunnen fotografisch worden vastgelegd. Wanneer je dit verschijnsel opmerkt, tik dan eens voorzichtig tegen de telescoop of verwissel het oculair; in beide gevallen veranderen de vlekken van plaats of verdwijnen. Een effect dat meestal niet door de optica van de sterrenkijker, maar door het oog wordt veroorzaakt, is het verschijnen van donkere of lichte ringen rond het beeld van Venus. Dit effect is alleen visueel te zien en kan niet worden gefotografeerd - met behulp van een tekening kunnen ze wel worden vereeuwigd.

De beweging van Venus over de zonneschijf is al na enkele minuten waarneembaar: de positie is dan duidelijk veranderd. Door de positie van Venus op de zonneschijf gedurende de overgang met tussenpozen vast te leggen (fotografisch of op papier), kan het pad van Venus over de zonneschijf zichtbaar gemaakt worden. Dat kan ten opzichte van het noordpunt van de zonneschijf - het resultaat is dan een rechte - of ten opzichte van het zenit - dat levert een gekromde baan op.

Een bijzonder interessant schouwspel zou zijn het passeren van Venus over een zonnevlek. De kans daarop is vrij klein, maar getuige de overgang van Mercurius over een zonnevlek op 9 mei 1970 niet geheel uitgesloten. J. Schoenmaker en G. Beekman gaven daarover in Hemel en Dampkring een enerverend verslag:

Terwijl de positiebepalingen werden voortgezet, werd de waarschijnlijkheid dat Mercurius óver de zonnevlek zou bewegen steeds groter. De ietwat geluwde spanning begon daardoor weer te stijgen. Tegen twaalven werd het duidelijk dat we op een overgang konden rekenen. Er werd op een grotere vergroting overgeschakeld. Duidelijk was nu ook te zien dat de zonnevlek twee langwerpige kernen had. Om 12h01m trad Mercurius in de penumbra en om 12h04m bedekte hij het grootste deel van de oostelijke kern. Wanneer iemand op dat moment voor het eerst naar de zon had gekeken, zou hij de planeet niet van de zonnevlek hebben kunnen onderscheiden; de zwartheid van beide was gelijk. Nu ook kwam de nietigheid van Mercurius pas goed tot zijn recht.

De vooruitzichten van een dergelijke bedekking zien er voor 8 juni 2004 overigens slecht uit: er zijn dan weinig zonnevlekken te zien en hoewel deze zich meestal op hoge breedten vertonen, komen ze zelden zo ver van de equator voor als de breedte waarop Venus voor de zon langstrekt (ongeveer -40°).

met toestemming overgenomen van http://home.hetnet.nl/~smvanroode/venustransit/parallax2.html en http://home.hetnet.nl/~smvanroode/venustransit/waarnemen3.html