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Als Aphel bezeichnet man der sonnenfernsten Punkt auf der elliptischen Umlaufbahn eines Planeten um unser Zentralgestirn. Die Venus steht im Aphel ihrer Bahn 108 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt.

Die Astronomische Einheit (AE) war bis 1976 als die Länge der großen Halbachse der Erdbahn definiert. Nach aktueller Definition ist sie der Radius einer kreisförmigen Umlaufbahn, auf welcher ein Körper mit vernachlässigbarer Masse und frei von Störungen in 2 ?/k Tagen um die Sonne laufen würde, wobei k die Gaußsche Gravitationskonstante ist. Die Länge der AE ergibt sich danach zu 149,597870691 Kilometern. Die Bestimmung der AE erfolgte bis in die 60er Jahre des 20. Jh. vor allem durch die Ermittlung der Parallaxen der Planeten Mars und Venus sowie erdnaher Kleinplaneten (insbesondere Eros). Später lieferten Messungen der Laufzeiten von Radarechos der Venus wesentlich präzisere Werte.

Wenn die Venus in Unterer Konjunktion steht, wendet Sie der Erde ihre Nachtseite zu. Man sollte also erwarten, dass Sie dann unsichtbar ist (sofern kein Transit erfolgt). Das ist aber durchaus nicht der Fall. Im Gegenteil, unser Nachbarplanet ist selbst in Unterer Konjunktion noch deutlich heller als es Jupiter oder Mars jemals werden können. Ursache ist die Atmospäre des Planeten, die im Gegenlicht der Sonne als hauchdünner, leuchtender Ring erscheint. Freilich haben wegen der Nähe zur Sonne bislang nur einzelne Beobachter dieses Phänomen gesehen.
Auch bei einem Venustransit wird der Atmosphärenring der Venus kurz sichtbar, und zwar während des Ingress und während des Egress. Er leuchtet dabei so hell auf, dass er sogar durch die modernen dichten Sonnenfilter hindurch zu sehen ist. Zahlreiche Amteurastronomen sahen und fotografierten den Atmosphärenring beim Venustransit 2004. Entdeckt wurde er übrigens während des Venustransits 1761 von mehreren Beobachtern, so dem deutsche Amateurastronomen Georg Christoph Silberschlag und dem russischen Wissenschaftler Michail Lomonossov, welche aus dieser Beobachtung schlossen, dass die Venus eine Atmosphäre besitzen müsse, was bis dahin allenfalls vermutet worden war.

Joseph-Nicolas Delisle (1688 - 1768) war eine treibende Kraft hinter den Venustransit-Expeditionen des Jahres 1761. Seit einer Begegnung mit Edmund Halley im Jahr 1723 gehörte sein Interesse der Parallaxen-Messung mit Hilfe von Planetentransits. Er entwickelte eine eigene Methode, bei der es im Unterschied zu Halleys Ansatz genügte, den genauen Zeitpunkt eines der beiden inneren Kontakte zu bestimmen. Damit kamen auch Beobachtungsorte in Frage, an denen die Sonne während des Transits auf- und unterging. Allerdings war es zwingend erforderlich, die genaue geografische Länge zu ermitteln, was vor der Einführung ganggenauer Schiffsuhren mit enormen Schwierigkeiten verbunden war. Trotzdem wurde die Methode bei den Transitexpeditionen 1761 und 1769 angewendet. Delisles Hoffnung, die Länge der Astronomischen Einheit bereits 1753 mit Hilfe eines Merkustransits zu ermitteln, erfüllte sich nicht; die Parallaxe des Merkur erwies sich als zu gering, um mit den damaligen Instrumenten brauchbare Werte zu erhalten.

Deutsches Wort für Transit.

Johann Franz Encke (1791 - 1865, Biografie) gehört zu den Astronomen, denen es nicht vergönnt war, selber einen Venustransit zu erleben. Im Jahr 1824 unterzog er die bei den Transits 1761 und 1769 gewonnenen Daten einer Neuanalyse und errechnete daraus für die Sonnenparallaxe einen Wert von 8.57 Bogensekunden. Daraus ergab sich für die Astronomische Einheit eine Länge von rund 153 Millionen Kilometern. Die Abweichung vom heute anerkannten Wert betrug nur etwa 2%. Enckes Ergebnisse stellten für einige Jahrzehnte den allgemein anerkannten Standard für die Astronomische Einheit dar.

Abgeleitet vom lateinischen egredi (= herausschreiten); bezeichnet den Austritt des Planeten aus der Sonnenscheibe bei einem Transit. Der Egress beginnt, wenn die Planetenscheibe den Rand der Sonnenscheibe von innen kommend berührt. Dieser Augenblick entspricht dem 3. Kontakt bei einer ringförmigen Sonnenfinsternis und wird daher auch bei einem Transit so bezeichnet. Aufgrund des "Schwarzen Tropfens" war der Zeitpunkt des 3. Kontaktes bei den Venustransiten des 18. und 19. Jh. in der Regel nicht genau messbar. Der Egress endet, sobald die Planetenscheibe die Sonne vollständig verlassen hat (= 4. Kontakt).

Als Eliptik bezeichnet man die scheinbare Bahn, welche die Sonne im Jahresverlauf am irdischen Himmel zeichnet. Es handelt sich dabei um nichts anderes als die Projektion der Erdbahnebene ans Firmament. Sowohl der Erdmond als auch die Planeten bewegen sich auf Bahnen, die nur leicht gegen die Erdbahnebene geneigt sind. Sie sind am Himmel deshalb stets in der Nähe der Ekliptik zu finden.

Als Elongation bezeichnet man den Winkelabstand eines Planeten von der Sonne. Venus kann sich maximal 48 Winkelgrade von der Sonne entfernen. Aus Oberer Konjunktion kommend wird die Venus östlich (= links) von der Sonne am Abendhimmel sichtbar. Die Beleuchtungsphase nimmt dabei ab, mit der maximalen östlichen Elongation wird die Phase "Halbvenus" erreicht. Bei Venus ist die Abnahme der Phase paradoxerweise mit einer Helligkeitszunahme verbunden, weil die rasch abnehmende Entfernung zur Erde trotz abnehmender Phase zunächst noch zu einer Vergrösserung der beleuchteten Oberfläche führt. Ihre maximale Helligkeit erreicht Venus erst zwischen größter Elongation und Unterer Konjunktion. Nach der Unteren Konjunktion wird der Planet westlich (= rechts) von der Sonne am Morgenhimmel sichtbar. Mit Erreichen der maximalen westlichen Elongation ist wiederum die Phase "Halbvenus" erreicht. Auf dem Weg zur nächsten Oberen Konjunktion wird Venus trotz weiter zunehmender Phase immer lichtschwächer, weil die Entfernung zur Erde stark anwächst. Die maximale Elongation ist sowohl am Morgen- als auch am Abendhimmel mit der besten Sichtbarkeit verbunden.

Als Ephemeriden bezeichnet man Tabellen, in denen die Positionen von Sonne, Mond, Planeten und anderen Himmelskörpern unseres Sonnensystems am Himmel verzeichnet sind. Bisweilen werden die Daten nicht für jeden Tag, sondern für jeden 5. oder 10. Tag angegeben. Häufig werden die Tabellen durch Daten zur scheinbaren Helligkeit und zum scheinbaren Durchmesser des jeweiligen Himmelskörpers ergänzt.

Pierre Gassendi (1592 - 1655, Biografie) war der erste Mensch der den Durchgang eines Planeten vor der Sonne beobachtet hat. Aufgrund der Berechnungen von Johannes Kepler konnte er den Merkurtransit am 07.11.1631 mit Hilfe der Projektionsmethode beobachten. Von seinem Erfolg angespornt versuchte Gassendi im Dezember des gleichen Jahres den ebenfalls von Kepler vorhergesagten Venustransit zu beobachten. Das Vorhaben scheiterte daran, dass die Sonne zum fraglichen Zeitpunkt unter dem Horizont stand. Erst 1639 konnte der junge Engländer Jeremias Horrocks die Venus vor der Sonnenscheibe sehen.

Edmond Halley (1656 - 1742, Biografie) war einer der bedeutendsten Astronomen überhaupt. Berühmt wurde er durch die Entdeckung, dass Kometen genau wie die Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen. Weniger bekannt ist, dass es Halley war, dem im Jahr 1677 auf der Insel St. Helena die erste wirklich exakte Beobachtung eines Merkurtransits gelang. Ausgehend davon schlug er eine Methode vor, um mit Hilfe von Venustransits die damals noch völlig unbekannte Entfernung zwischen Erde und Sonne zu bestimmen. Aus Halleys Plan resultierte rund 80 Jahre später (Venustransit 1761) das erste internationalen Forschungsprojekt der Menschheitsgeschichte.

Jeremiah Horrocks (1617 - 1641, Biografie) kam aufgrund eigener Berechnungen zu dem Schluss, dass 1639 ein - von Kepler nicht vorhergesagter - Venustransit stattfinden würde. Horrocks und sein Freund William Crabtree waren am 4. Dezember 1639 die ersten Menschen, welche die Venus vor der Sonnenscheibe sahen.

Abgeleitet vom lateinischen ingredi (= hineinschreiten); bezeichnet den Eintritt des Planeten in die Sonnenscheibe bei einem Transit. Der Ingress beginnt, wenn die Planetenscheibe den Rand der Sonnenscheibe von außen kommend berührt. Dieser Augenblick entspricht dem 1. Kontakt bei einer Ringförmigen Sonnenfinsternis und wird daher auch bei einem Transit so bezeichnet. Der Ingress endet, sobald die Planetenscheibe vollständig in die Sonnenscheibe eingetreten ist (= 2. Kontakt). Aufgrund des "Schwarzen Tropfens" war der Zeitpunkt des 2. Kontaktes bei den Venustransits im 18. und 19. Jh. in der Regel nicht genau messbar.

Johannes Kepler (1571 - 1630, Biografie) entdeckte, dass die Planeten nicht auf kreisförmigen, sondern auf elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen, und dies umso schneller je näher sie der Sonne sind. Ferner besteht eine feste Beziehung zwischen Umlaufzeit und Abstand eines Planeten von der Sonne. Diese Erkenntnisse, die als die 3 Keplerschen Gesetze bekannt wurden, ermöglichten viel genauere Vorhersagen von Planetenkonstellationen als es bis dahin möglich war. Seine Berechnungen zukünftiger Himmelsereignisse legte Kepler in den Rudolfinischen Tafeln nieder. Darin sagte er unter anderem voraus, dass die Planeten Merkur und Venus unter bestimmten Vorausssetzungen vor der Sonnenscheibe herziehen können. Bereits 1631 sollten demnach Transits beider Planeten stattfinden. Kepler war es jedoch nicht mehr vergönnt, die Bestätigung seiner Prognosen zu erleben, denn er starb im Jahr 1630.

Alle Planeten und auch die meisten ihrer Monde kreisen ungefähr in der gleichen Ebene um die Sonne, aber eben nur ungefähr; ihre Bahnen sind leicht gegeneinander geneigt. Als Knoten oder Bahnknoten bezeichnet man die beiden Schnittpunkte der Bahnebenen zweier Himmelskörper. Nur wenn zwei Planeten oder Monde zur selben Zeit diese Punkte erreichen, stehen sie im dreidimensionalen Raum in einer Reihe mit der Sonne. Nur dann sind Finsternisse oder Transits möglich.

Als Kontakte bezeichnet man bei Finsternissen oder Transits die Zeitpunkte, wenn sich zwei Himmelskörper oder ein Himmelskörper und der Schatten eines anderen erstmals bzw. letztmals berühren. Bei Transits der Planeten Merkur und Venus unterscheidet man 4 verschiedene Kontaktzeiten, die wie folgt definiert sind:
1. Kontakt: Die Planetenscheibe berührt von außen kommend erstmals den Außenrand der Sonnenscheibe.
2. Kontakt: Die Planetenscheibe löst sich nach vollständigem Eintritt in die Sonnenscheibe von deren Innenrand.
3. Kontakt: Die Planetenscheibe berührt von innen kommend erneut den Innenrand der Sonnenscheibe.
4. Kontakt: Die Planetenscheibe löst sich nach vollständigen Austritt aus der Sonnenscheibe von deren Außenrand.
Den Zeitraum zwischen 1. und 2. Kontakt bezeichnet man auch als Ingress, den Zeitraum zwischen 3. und 4. Kontakt entsprechend als Egress.
Die 4 Kontaktzeiten lassen sich zwar für jeden beliebigen Beobachtungsort mit hoher Präzision vorhersagen, ihre genaue Messung ist jedoch nicht ohne weiteres möglich. Im Fall des 1. und 4. Kontaktes liegt dies daran, dass die Planeten neben der gleissend hellen Sonne zum einen nicht sichtbar sind und sich zum anderen in der Phase "Neumerkur" bzw. "Neuvenus" befinden, mithin der Erde also ihre dunkle Seite zukehren. Mit speziellen Filtern kann man sie heutzutage aber vor dem Hintergrund der hellen Sonnenkorona als dunkle Scheibchen sichtbar machen. Dagegen scheiterte in früherer Zeit die präzise Messung von 2. und 3. Kontakt insbesondere bei Venustransits, gelegentlich auch bei Merkurtransits an einem Phänomen, das als Schwarzer Tropfen bekannt geworden ist.

Urbain Le Verrier (1811 - 1877, Biografie) wurde berühmt, nachdem er aufgrund von Bahnstörungen des Uranus die Position eines weiteren, noch unbekannten Planeten so genau vorhergesagt hatte, dass dieser auf Anhieb gefunden wurde. Die Entdeckung des Neptun am Schreibtisch gilt zu Recht als eine der großen wissenschaftlichen Leistungen des 19. Jahrhunderts. Le Verrier war danach von der fixen Idee besessen, mit der gleichen Methode einen weiteren Planeten zu entdecken, denn auch Merkur lief nicht ganz genauso um die Sonne, wie er das aufgrund der Keplerschen Gesetze tun sollte. Die Entdeckung schien nur eine Frage der Zeit, zumal es einige dubiose Beobachtungen gab, die mit dem Transit eines noch unbekannten Planeten vor der Sonne erklärt wurden. Sogar einen Namen gab es für diesen Himmelskörper schon: Vulkan. Dabei blieb es dann auch, denn niemand hat Vulkan bis heute gesehen - es gibt ihn nicht. Die Ursache für die Bahnstörungen des Merkur fand man im 20. Jahrhundert: es ist die Sonne, die mit Ihrer gewaltigen Schwerkraft den umliegenden Raum krümmt und dadurch auch den Lauf des Merkur beeinflußt.

Merkur ist der sonnennächste und kleinste der acht großen Planeten. Er besitzt weder einen Mond noch eine Atmosphäre. Die Aufnahmen der Raumsonde (Mariner 10), die ihn im Jahr 1974 besucht hat, zeigten eine kraterübersäte Oberfläche, die der des Erdmondes ähnelt. Merkur braucht für eine Umrundung der Sonne lediglich 88 Tage. Deshalb kann man ihn im Verlauf eines Erdjahres mehrfach sowohl rechts (= westlich) als auch links (= östlich) von der Sonne finden. In mittleren nördlichen Breiten ist er aber wegen der geringen Neigung der Ekliptik nur wenige Tage oder Wochen im Jahr gut zu beobachten.

Als Merkurtransit bezeichnet man das Vorbeiziehen des Planeten Merkur vor der Sonnenscheibe. Ein Merkurtransit kann nur dann stattfinden, wenn Merkur und Erde nahezu gleichzeitig die Knoten ihrer Bahnen erreichen, was im Durchschnitt 13 oder 14 mal pro Jahrhundert der Fall ist. Da der Winkeldurchmesser des Merkur in Unterer Konjunktion maximal 13 Bogensekunden berträgt, ist mindestens ein gutes Fernglas, besser aber ein kleines Fernrohr mit etwa 50facher Vergrößerung (und Objektivfilter zum Schutz der Augen oder Anwendung der Projektionsmethode) erforderlich, um das Phänomen zu beobachten.

Wenn die Planeten Merkur und Venus, die innerhalb der Erde um die Sonne kreisen, von der Erde aus gesehen hinter der Sonne stehen, so bezeichnet man dies als Obere Konjunktion. Dabei kann es zu einer Bedeckung des Planeten durch die Sonne kommen, wenn die Erde und der jeweilige Planet gerade an ihren Bahnknoten stehen. Meistens jedoch ziehen Merkur und Venus ober- oder unterhalb der Sonne her. Sie zeigen dann im Fernrohr eine vollständig beleuchtete Scheibe ("Vollmerkur", "Vollvenus"). In Oberer Konjunktion sinkt die Helligkeit der Venus dennoch auf den geringsten Wert, weil sie in maximaler Entfernung von der Erde steht.
Die Obere Konjunktion ist mit dem Wechsel der Venus bzw. des Merkurs vom Morgen- zum Abendhimmel verbunden.

Als Parallaxe bezeichnet man in der Astronomie die Verschiebung der Position eines Himmelskörpers, wenn man ihn von 2 verschiedenen Standorten aus beobachtet. Je näher ein Objekt der Erde ist, umso größer ist seine Parallaxe und umso geringer ist der Abstand, den 2 Beobachter haben müssen, um die Parallaxe zu messen. So reichen einige hundert Kilometer Distanz aus, um die Parallaxe und damit auch die Entfernung des Mondes zu bestimmen, für die Nachbarplaneten Venus und Mars benötigt man bereits mehrere 1000 Kilometer, selbst wenn Sie wie Mars im August 2003 und Venus im Juni 2004 der Erde sehr nahe kommen.
Im Prinzip handelt es sich bei der Parallaxenmessung um eine trigonometrische Peilung.

Als PERIHEL bezeichnet man der sonnennächsten Punkt auf der elliptischen Umlaufbahn eines Planeten um unser Zentralgestirn. Die Venus steht im Perihel ihrer Bahn 106 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt.

Der direkte Blick in die Sonne kann zu schweren Augenschäden bis hin zur Erblindung führen. Sonnenbeobachter verwenden daher spezielle lichtabsorbierende Filter, die auf das Objektiv des Fernglases oder Fernrohrs gesetzt werden. Noch sicherer und besonders bei der Beobachtung in der Gruppe auch sinnvoller ist die Projektionsmethode, bei der das Sonnenbild durch ein optisches Instrument auf einen weissen Hintergrund projiziert und dabei stark vergrößert wird. Um das vergleichsweise große Venusscheibchen zu sehen, reicht die Projektion durch einen kleinen Feldstecher auf jeden Fall aus (Beschreibung bei Astronomie.de).

Der "Schwarze Tropfen" ist ein Phänomen, das sowohl bei Merkurtransits als auch - und in erster Linie - bei Venustransits beobachtet wurde. Beim 2. Kontakt löst sich das Planetenscheibchen nicht wie eigentlich zu erwarten vom Innenrand der Sonnenscheibe, sondern bleibt mit diesem durch ein schwarzes, brückenartiges Gebilde noch einige Zeit verbunden. Kurz vor dem 3. Kontakt tritt das Phänomen erneut in Erscheinung. Eine präzise Messung der Kontaktzeiten wird dadurch unmöglich. Als Ursache des "Schwarzen Tropfens" kommt eine Beugungserscheinung des Lichtes in Frage, die sich auch fotografieren lässt - sogar von Satelliten aus. 3 amerikanische Wissenschaftler glauben aufgrund von Satellitenbeobachtungen des Merkurtransits 1999 eine definitive Erklärung gefunden zu haben. Ihren für Laien leider nur schwer verständlichen Artikel finden Sie HIER (PDF-Datei).
Nach Tom van Flandern (Artikel) tragen bei erdgebundenen Beobachtungen aber auch durch die Erdatmospäre bedingte optische Effekte zum Tropfeneffekt bei.-

Beobachtungen beim Merkurtransit am 07.05.2003 und beim Venustransit am 08.06.2004 deuten allerdings darauf hin, dass der Tropfeneffekt hauptsächlich durch schlechtes Seeing (Animation von Ralf Vandebergh) und noch mehr durch unzureichendes Beobachtungsgerät bedingt ist. Aufnahmen von SOHO und auch qualitativ hochwertige erdgebundene Bilder aus La Palma (Merkurtransit und Venustransit) zeigen das Phänomen jedenfalls nicht. Einen Erklärungsansatz, der auf ein Kontrastproblem hinweist, liefern die Fotos von La Palma. Dort ist rund um das pechschwarze Merkurscheibchen ein rötlicher Saum zu sehen (Beispielfoto). Da der Merkur keine Atmosphäre besitzt, kann es sich nur um ein Artefakt handeln. Einen Artikel zum Thema "Schwarzer Tropfen" unter Berücksichtigung der Wahrnehmungen beim Venustransit am 08.06.2004 gibt es von Sky & Telescope.

Die sichtbare Sonnenoberfläche (= Photosphäre) hat eine Temperatur von etwa 6000 Grad Kelvin. Es gibt jedoch Bereiche die deutlich kühler (etwa 3000 bis 4000 Grad) sind und deshalb unserem Auge als dunkel erscheinen. Diese Sonnenflecken können den mehrfachen Durchmesser der Erde erreichen und sind dann sogar mit bloßem Auge durch eine Schutzbrille ("SoFi-Brille") wahrnehmbar. Sonnenflecken dürfen bei der Beobachtung eines Transits nicht mit dem Planetenscheibchen verwechselt werden. Während letzteres aber rasch über die Sonne wandert, bewegen sich Sonnenflecken nur sehr langsam mit der Sonnenrotation, die immerhin 25 Tage dauert, mit. Über einen Zeitraum von wenigen Stunden erscheinen sie praktisch ortsfest.

Bei einem streifenden Transit tritt der Planet nicht vollständig in die Sonnenscheibe ein, es gibt also - wie bei einer partiellen Sonnenfinsternis - nur 2 Kontakte, die als 1. und 2. Kontakt bezeichnet werden; der Ingress geht nahtlos in den Egress über. Ein streifender Transit dauert nicht sehr lange, ist aber wissenschaftlich auch heute noch von Bedeutung, weil sich zum einen Rückschlüsse auf die Beschaffenheit des Sonnenrandes ziehen lassen und zum anderen der Poldurchmesser der Sonne sich präziser als mit jeder anderen Methode bestimmen lässt. Die streifenden Merkurtransits in den Jahren 1937 und 1999 waren allerdings die einzigen, die seit der Erfindung des Fernrohrs stattfanden!

Als Synodische Umlaufzeit bezeichnet man die Zeitspanne die vergeht, bis ein Planet aus Sicht des Beobachters wieder die selbe Position relativ zur Sonne erreicht, also z.B. die Untere Konjunktion. Die Synodische Umlaufzeit der Venus beträgt 583.92 Tage. Sie somit wesentlich länger als die Zeit (224.7 Tage), welche die Venus benötigt, um einen Umlauf um die Sonne (= Siderische Umlaufzeit) zu vollenden.

Als Transit (von lateinisch transire = vorbeigehen) bezeichnet man in der Astronomie ganz allgemein den Vorübergang eines Himmelskörpers A vor einem anderen Himmelskörper B, wobei der Beobachter sich auf einem dritten Himmelskörper C befindet. Meistens wird der Begriff aber in einem engeren Sinne benutzt, nämlich wenn ein (scheinbar) kleinerer vor einem sehr viel größeren Himmelskörper herzieht, wie es eben bei Merkurtransits und Venustransits der Fall ist. Zieht ein (scheinbar) größerer vor einem sehr viel kleineren Himmelskörper her, also z.B. der Mond vor einem Planeten oder Stern, so spricht man von einer Bedeckung. Ein Sonderfall sind die Finsternisse, bei denen zwei (scheinbar) etwa gleich große Himmelskörper voreinander herziehen, z.B. der Erdmond vor der Sonne oder einer der großen Jupitermonde vor einem anderen.

Wenn die Planeten Merkur und Venus, die innerhalb der Erde um die Sonne kreisen, zwischen Erde und Sonne stehen, so bezeichnet man dies als Untere Konjunktion. In den seltensten Fällen kommt es dabei zu einem Transit vor der Sonne. Meistens ziehen Merkur und Venus ober- oder unterhalb der Sonne her. Sie wenden dabei der Erde ihre dunkle Seite zu ("Neumerkur", "Neuvenus"). Während Merkur deshalb in Unterer Konjunktion unsichtbar wird, ist die Venus immer noch heller als alle anderen Sterne und Planeten, da ihre dichte Atmosphäre im Gegenlicht sichtbar wird, und sie zugleich nur etwa 40 Millionen Kilometer von der Erde entfernt ist.
Die Untere Konjunktion ist bei beiden Planeten mit dem Wechsel vom Abend- zum Morgenhimmel verbunden.

Nahezu erdgroßer Planet, der zwischen Erde und Merkur um die Sonne kreist. Aufgrund ihrer geschlossenen Wolkenhülle reflektiert sie das Sonnenlicht so stark, dass sie uns weitaus heller als alle anderen Sterne und Planeten erscheint. Mit etwas Übung ist sie bei klarer Luft auch am Taghimmel sichtbar. Obwohl sie wegen ihres strahlenden Lichtes nach der Liebesgöttin benannt wurde, fanden Raumsonden etwas ganz anderes vor: Venus ist ein wahrer Höllenplanet mit einer Kohlendioxid-Atmosphäre, in der Schwefelsäure-Wolken treiben, einem Luftdruck, der 90mal so hoch wie auf der Erde ist, und Oberflächentemperaturen von etwa 465 Grad Celsius.

Als Venustransit oder Venusdurchgang bezeichnet man das Vorbeiziehen des Planeten Venus vor der Sonnenscheibe. Ein Venustransit kann nur dann stattfinden, wenn Venus und Erde nahezu gleichzeitig die Knoten ihrer Bahnen erreichen, was im Durchschnitt nur 1 oder 2 mal pro Jahrhundert der Fall ist. Da der Winkeldurchmesser der Venus bei einem Transit rund eine Bogenminute beträgt, was etwa dem Auflösungsvermögen eines gesunden menschlichen Auges entspricht, ist das Phänomen ohne optische Hilfsmittel durch eine "SoFi-Brille" beobachtbar.

Im 19. Jahrhundert wurde aufgrund von Bahnstörungen des Merkur die Existenz eines weiteren Planeten vermutet, der innerhalb des Merkur seine Bahn um die Sonne ziehen sollte. Dieser hypothetische Planet wurde auf den Namen Vulkan getauft. Obwohl Le Verrier und andere aufgrund angeblicher Beobachtungen von Vulkan-Transiten fest von seiner Existenz überzeugt waren, wurde Vulkan niemals gefunden, sondern ging als Phantomplanet in die Astronomiegeschichte ein (Artikel von Robert von Heeren und von Wolfgang Hernschier).
Nicht auszuschließen ist aus himmelsmechanischer Sicht, dass zwischen Merkur und Sonne bislang unentdeckte Kleinplaneten (Asteroiden) ihre Bahn ziehen. Der Nachweis solcher Objekte, auch als Vulkanoiden bezeichnet, dürfte jedoch extrem schwierig sein.