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Der Transit des Merkurs vom 8. November 2006

Ein Merkurtransit oder ein Merkurdurchgang ist die partielle (teilweise) Bedeckung der Sonne durch den Planeten Merkur. Dabei wandert der Merkur als winziger schwarzer Punkt innerhalb mehrerer Stunden über die Sonnenscheibe. Insgesamt kommt es 13 oder 14 Mal pro Jahrhundert zu einem Merkurdurchgang, der von der Erde aus sichtbar ist. Als erster Mensch beobachtete Pierre Gassendi am 7. November 1631 einen Merkurdurchgang, der aufgrund der geringen scheinbaren Größe des Planeten nicht mit dem bloßen Auge zu sehen ist.

Neben einem Merkurtransit kann von der Erde aus auch ein Venustransit beobachtet werden, da sich Venus und Merkur als einzige Planeten mit ihren Umlaufbahnen zwischen Sonne und Erde befinden.

Grundlagen

Neigung der Merkurbahn gegen die Erdbahn

Bei einem Merkurtransit stehen Sonne, Merkur und Erde exakt in einer Linie. Das Prinzip dieser seltenen planetaren Konstellation ist dem einer Sonnenfinsternis gleich, bei der sich der Mond vor die Sonne schiebt und diese verdunkelt. Im Gegensatz zu einer Sonnenfinsternis ruft ein Merkurtransit allerdings keine merkliche Verfinsterung auf der Erde hervor, da der Merkur nur – je nach Abstand von der Erde – zwischen 0,26‰ und 0,43‰ der Sonnenfläche bedeckt. Der Merkur ist von der Erde aus während des Transits als winziger Punkt (bzw. mit Vergrößerung als Scheibe) zu sehen, der innerhalb mehrerer Stunden von links nach rechts über die Sonnenscheibe wandert.

Der Punkt, an dem ein Transit auftreten kann, heißt Untere Konjunktion. Da sich der Merkur mit einer siderischen Umlaufzeit von 88 Tagen deutlich schneller um die Sonne dreht als die Erde, kommt es somit etwa alle 108 bis 130 Tage dazu, dass der Merkur die Erde „überholt“. Allerdings kommt es an einer unteren Konjunktion nicht automatisch zu einem Transit, da die Merkurbahn um 7 Grad gegen die Erdbahn geneigt ist und der Planet somit bei einer unteren Konjunktion meistens überhalb oder unterhalb der Sonnenscheibe hinwegzieht. Auf einer Ebene befinden sich Merkur- und Erdbahn nur an den beiden Bahnknoten. Damit der Merkur also vor der Sonne vorbeizieht, muss sich eine untere Konjunktion etwa an einem der beiden Knoten ereignen.

Im Gegensatz zu Venus, die mit knapp 225 Tagen eine deutlich längere Umlaufzeit als Merkur aufweist, kommen Merkurdurchgänge pro Jahrhundert 13 bis 14 Mal vor, wohingegen Venusdurchgänge nur alle gut 100 Jahre in Paaren mit einem Abstand von etwa acht Jahren zwischen den beiden Transiten auftreten. Dabei kommen Merkurtransite mit einem Abstand von 3½, 7, 9½, 10 oder 13 Jahren zum vorherigen Transit vor. Dabei ist der Zyklus der Merkurdurchgänge deutlich komplexer als der der Venusdurchgänge, da der Merkur eine außergewöhnlich hohe Exzentrizität von 0,2056 aufweist. Ein Zyklus der Merkurdurchgänge wiederholt sich alle 46 Jahre. In dieser Zeit stehen 46 Umläufe der Erde um die Sonne 191 Umläufen des Merkur entgegen und dieser steht von der Erde aus gesehen wieder an exakt derselben Position, die Abweichung von diesem Zyklus beträgt nur 0,34 Tage.

Die beiden Knoten der Merkurbahn befinden sich bei etwa 46° und 226°, wo sich die Erde etwa am 10. November und am 7. Mai befindet. Transite am aufsteigenden Knoten finden somit im November, solche am absteigenden Knoten im Mai statt. Dabei kann ein deutlicher Unterschied zwischen der Häufigkeit von Transiten an den beiden Knoten beobachtet werden. Während sich etwa zwei Drittel aller Merkurdurchgänge am aufsteigenden Knoten im November ereignen, entfällt nur ein Drittel auf Mai und somit auf den absteigenden Knoten. Dies ist ebenfalls durch die hohe Exzentrizität der Merkurbahn begründet. Bei einem Durchgang im November befindet sich Merkur weiter entfernt von der Erde als bei einem Durchgang im Mai. Hierdurch ist noch bei einem größeren Abstand des Merkurs zum Bahnknoten während einer unteren Konjunktion ein Durchgang möglich als bei einer unteren Konjunktion im Mai. Da sich die Bahnknoten des Planeten Merkur langsam zu größeren Werten der ekliptikalen Länge verschieben, verschieben sich auch die Termine für die Merkurdurchgänge im Laufe der Jahrhunderte zu immer späteren Daten. So werden ab dem Jahr 3426 erstmals Merkurtransite im Juni und Dezember stattfinden.

Außerdem dauern Transite im Mai länger als November-Transite, da sich der Merkur bei Mai-Transiten fast in seinem Aphel befindet und somit nahezu seine kleinstmögliche Geschwindigkeit besitzt. Im Gegensatz dazu befindet sich der Merkur bei November-Transiten nur wenige Tage vor dem Perihel und hat damit fast die höchste Bahngeschwindigkeit. Auch hier spielt die hohe Exzentrizität eine Rolle, da bei höherer Exzentrizität als Folge des zweiten Keplerschen Gesetzes auch die Bahngeschwindigkeit im Laufe eines Umlaufs stärker schwankt. Im Perihel ist die Bahngeschwindigkeit des Planeten mit 59 km/s über 50% höher als im Aphel (38,9 km/s)

Der letzte Merkurtransit fand am 8. November 2006 statt, war allerdings nur von den Ozeanien sowie der Westküste Nordamerikas aus vollständig zu sehen. In Europa fiel der Zeitpunkt des Transits in die Nacht, somit war er dort nicht zu sehen. Der letzte Merkurdurchgang, der von Europa aus vollständig zu sehen war, fand am Vormittag des 7. Mai 2003 statt und dauerte etwa 5 h 20 min. Der nächste Transit wird am 9. Mai 2016 stattfinden, auch dieser wird in Europa vollständig zu sehen sein.

Ablauf eines Merkurtransits

Schema der vier Kontakte eines Transits

Bei dem Transit eines Planeten vor der Sonne wird zwischen vier Kontakten unterschieden.

Der erste Kontakt stellt die erste Berührung der kleinen Planetenscheibe mit der Sonne und damit den Beginn des Transits dar. Nur wenige Sekunden später ist bei Kenntnis der genauen Lage auf der Sonnenscheibe die Eindellung zu sehen. Als zweiten Kontakt bezeichnet man den Zeitpunkt, an dem die Merkurscheibe erstmals komplett vor der Sonne steht. Die Phase zwischen dem ersten und dem zweiten Kontakt wird als Eintritt bezeichnet, sie dauert bei einem Merkurtransit allerdings nur zwischen einer und vier Minuten. Danach wandert der Planet scheinbar vor der Sonne her. Der dritte und vierte Kontakt stellen eine Umkehr der ersten beiden Kontakte dar. Beim dritten Kontakt beginnt der Austritt, der beim vierten Kontakt beendet ist. An diesem Punkt endet auch der Transit.

Unmittelbar nach dem zweiten und kurz vor dem dritten Kontakt kann – ebenso wie bei einem Venusdurchgang – auch bei einem Merkurdurchgang das Tropfenphänomen (engl. Black Drop Effect) beobachtet werden.

Die Merkurdurchgänge 1999 und 2003 nutzten drei US-amerikanische Astronomen dazu, ein Tropfenphänomen, wie es bislang vor allem von Venusdurchgängen bekannt war, auch bei Merkurtransiten nachzuweisen. Sie nutzten dazu das Weltraumteleskop TRACE und beobachteten mit diesem das Tropfenphänomen trotz der Tatsache, dass es sich außerhalb der Erdatmosphäre befindet und der Merkur keine Atmosphäre besitzt. Bei vorherigen Venusdurchgängen (zuletzt 1882) wurde das Tropfenphänomen vor allem als Beweis für die Atmosphäre der Venus angesehen. Überträgt man die Ergebnisse der Beobachtung der Merkurdurchgänge von 1999 und 2003 auch auf die Venus, wurde diese Behauptung damit widerlegt. Heute ist bekannt, dass das Tropfenphänomen durch das begrenzte optische Auflösungsvermögen der eingesetzten Teleskope hervorgerufen wird.

Historische Merkurdurchgänge

Merkur überquert eine Sonnenflecken-Gruppe am 9. Mai 1970. Analog-Fotografie in 1700 m Höhe auf dem Vulkan Ätna, Sizilien

Da ein Merkurtransit nicht mit dem bloßen Auge ohne Vergrößerung durch optische Hilfsmittel zu sehen ist, konnte vor der Erfindung des Teleskops zu Beginn des 17. Jahrhunderts aller Wahrscheinlichkeit nach kein Merkurtransit beobachtet werden. So glaube der im 12. Jahrhundert lebende marrokanische Astronom Alpetragius, der Merkur sei transparent, da man ihn nie vor der Sonne vorbeiziehen sehe. Allerdings gab es auch zuvor mehrere Beobachtungen, die fälschlich als Merkurtransit interpretiert wurden, beispielsweise ein Sonnenfleck, der im Jahr 807 für acht Tage auf der Sonne zu sehen war.

Die erste exakte Berechnung eines Merkurtransits gelang dem deutschen Astronom Johannes Kepler mithilfe der 1627 fertiggestellten Rudolfinischen Tafeln, in denen er die Planetenstellungen deutlich genauer vorhersagte, als sie in den zuvor verwendeten Alfonsinischen Tafeln aus dem 13. Jahrhundert angegeben waren. Er sagte mithilfe der Tafeln einen Merkurdurchgang für den 7. November 1631 voraus, bei dem seine Berechnungen nur um etwa fünf Stunden vom tatsächlichen Transit abwichen. Kepler starb allerdings im November 1630 und konnte den Merkurtransit somit nicht mehr selbst beobachten. Am 7. November 1631 beobachtete der Franzose Pierre Gassendi (zur gleichen Zeit wie zwei andere Personen an anderen Orten) von Paris aus den Merkurdurchgang. Dabei bestimmte er den Durchmesser des Merkur mit etwa 20 Bogensekunden, was den zuvor von Tycho Brahe bestimmten Wert von 130 Bogensekunden deutlich unterschritt. Johannes Hevelius maß beim Merkurtransit von 1661 sogar einen noch kleineren Durchmesser als Gassendi. Er sah das Auftreten des Transits am selben Tag, an dem Kepler es vorhergesagt hatte, außerdem als einen Beweis für die Richtigkeit des ersten Keplerschen Gesetzes (Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne) an.

Der Merkurdurchgang von 1677 ereignete sich während der Zeit, als sich der britische Astronom Edmond Halley auf der Atlantikinsel St. Helena befand, um dort eine Katalog der Sterne am Südhimmel zu erstellen. Beim Transit am 7. November 1677 gelang es Halley, exakte Messungen des Transits vorzunehmen. Außerdem bemerkte er bei diesem Transit, dass sich ein solcher dazu eignet, die Länge der Astronomischen Einheit, der Distanz zwischen Sonne und Erde, genau zu berechnen. Allerdings stellte er fest, dass die Merkurscheibe zu klein ist, um exakte Ergebnisse zu erhalten und stattdessen ein Venustransit besser geeignet wäre. Das bestätigten französische Astronomen, die die Merkurdurchgänge von 1723 und 1753 beobachteten, allerdings nur sehr ungenaue Ergebnisse erreichten.

Somit konzentrierte man sich bei späteren Transiten mehr auf die kleine Scheibe des Merkur selbst. Man untersuchte vor allem, ob der Planet einen Mond besitzt, außerdem suchte man Nachweise für eine Atmosphäre und versuchte, weitere Phänomene bei einem Transit festzustellen. Die Suche nach einem Mond wurde allerdings bald wieder in den Hintergrund gestellt, da die Existenz eines Mondes für sehr unwahrscheinlich gehalten wurde und da ein solcher zu klein gewesen wäre, um ihn zu erkennen.

Bis die Raumsonde Mariner 10 im März 1974 als erste Raumsonde den Merkur erreichte und dabei feststellte, dass der Planet keine Atmosphäre besitzt, war die Suche nach Beweisen für eine Atmosphäre des Planeten eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele bei der Beobachtung eines Merkurtransits. Beim Merkurdurchgang von 1736 bemerkte ein französischer Beobachter einen glänzenden Ring um die schwarze Scheibe. Diese Beobachtung wurde 1799 von mehreren Beobachtern bestätigt, darunter war der Deutsche Johann Hieronymus Schröter. Auch 1832, als von einem Ring mit violettem Farbton berichtet wurde, und 1868, als William Huggins eine Lichthülle, die etwa halb so breit war wie der scheinbare Durchmesser des Planeten. Diese Phänomene sind bis heute nicht endgültig geklärt, allerdings kann keine Atmosphäre dafür verantwortlich gemacht werden. Es wird aber vermutet, dass diese Beobachtungen entweder auf Beugung zurückzuführen ist oder durch die Ungenauigkeit der Beobachtungsinstrumente verursacht wurde. Durch diese wird auch das Tropfenphänomen verursacht.

Huggins beobachtete 1868 neber der Lichthülle einen leuchtenden Punkt auf der Merkurscheibe. Auch diese Beobachtung wurde im Laufe der Geschichte mehrmals überliefert. Erstmals aufgezeichnet wurde ein solcher Punkt auf der Merkurscheibe vom Deutschen Johann von Würzelbau 1697. Beim Merkurdurchgang von 1799 beobachteten Schröter und sein Assistent Karl Ludwig Harding gräuliche Punkte auf der Scheibe des Planeten, auch bei späteren Durchgängen wurden ähnliche Beobachtungen von anderen Astronomen gemacht. Seit dem späten 19. Jahrhundert wurden allerdings keine derartigen Beobachtungen mehr gemacht, sodass auch sie wahrscheinlich auf ungenaue Optik zurückzuführen ist.

Aufgrund modernerer Techniken und der Raumfahrt, durch die der Merkur genau beobachtet und vermessen werden kann, ist die wissenschaftliche Bedeutung von Merkurtransiten heute nur noch gering. 1999 und 2003 konnte beispielsweise nachgewiesen werden, dass bei einem Merkurtransit ebenfalls das Tropfenphänomen auftritt und somit nicht durch die Atmosphäre verursacht wird (siehe oben).

Besondere Formen des Merkurtransits

Zentraler Transit

Sehr seltener, fast zentraler Merkurdurchgang vom 10. November 1973. Fotografiert auf dem Gelände der Specola solare in Locarno-Monti, Schweiz

Berechnet man den Mittelwert aller bisherigen Transite seit 1600, hatte die Merkurscheibe einen durchschnittlichen minimalen Abstand von gut 500 Bogensekunden (8′ 20″) vom Zentrum der Sonnenscheibe. Das entspricht ungefähr dem 45-fachen der scheinbaren Größe des Planeten vor der Sonne (11″) und beträgt etwa ein Viertel der scheinbaren Größe der Sonne (32′). Der Merkur zieht also in seinem durchschnittlichen minimalen Abstand etwa auf der Hälfte zwischen dem Mittelpunkt und dem Rand der Sonne vorbei.

In den letzten vier Jahrhunderten gab es insgesamt fünf Merkurtransite, die sich an ihrem minimalen Abstand weniger als 100 Bogensekunden (1′ 40″) am Zentrum der Sonne vorbeizogen. Am nächsten dem Zentrum war der Transit am 10. November 1973, der einen minimalen Abstand von nur 26,4 Bogensekunden zum Zentrum hatte und damit einem zentralen Transit sehr nahe kam. Ein Transit, bei dem die kleine Scheibe des Planeten das Zentrum der Sonne durchquert ist zwar theoretisch möglich, statistisch aufgrund der geringen Größe des Merkur allerdings nahezu ausgeschlossen.

Der nächste Merkurtransit, der mit einem minimalen Abstand von weniger als 100 Bogensekunden am Zentrum der Sonne vorbeiziehen wird, findet bereits am 11. November 2019 statt, wo sich die Venus dem Zentrum bis auf 75,9″ nähert. Der Transit am 12. November 2190 wird mit einer minimalen Distanz zu Zentrum von 9,1 Bogensekunden wird der zentralste Transit dieses Jahrtausends sein. Der letzte Merkurtransit mit einem noch geringeren Abstand (7,2 Bogensekunden) fand am 21. April 1056 statt.

Streifender Transit

Es ist prinzipiell auch möglich, dass der Merkur genau am Sonnenrand entlangzieht. Ein solcher Transit wird als streifender Transit bezeichnet. Insgesamt waren über eine halbe Millionen Jahre gerechnet 2,8% aller Merkurtransite streifend.

Beim streifenden Merkurdurchgang am 15. November 1999 wanderte der Merkur für manche Gebiete der Erde vollständig, für andere nur teilweise an der Sonne vorbei. Der vorletzte derartige Transit fand am 22. Oktober 1559 statt. Der nächste Merkurtransit, bei dem Merkur für Beobachter in manchen Gebieten nur zum Teil vor die Sonne tritt, in anderen allerdings vollständig, wird erst wieder am 11. Mai 2391 stattfinden. Streifende Transite dieses Typs haben einen Anteil von etwa 1,1 Pronzent an allen Merkurtransiten.

Genauso ist es ebenfalls möglich, dass ein Merkurdurchgang von manchen Gebieten der Erde als partieller Durchgang sichtbar ist, während der Planet für Beobachter in anderen Teilen der Welt an der Sonne vorbeizieht und somit kein Transit sichtbar ist. Ein derartiger Transit trat zuletzt am 11. Mai 1937 ein. Das vorletzte Ereignis dieser Art war am 21. Oktober 1342. Der nächste Merkurdurchgang, der für Beobachter in manchen Teilen der Erde als partieller Durchgang zu sehen ist, während in anderen Teilen der Welt Merkur knapp an der Sonne vorbeizieht, wird erst am 13. Mai 2608 eintreten. Über eine halbe Millionen Jahre gerechnet kommen streifende Transite dieses Typs mit einem Anteil von 1,7% aller Merkurdurchgänge etwas häufiger vor als die des anderen Typs.

Simultane Transite

Simultane Merkurtransite
und Sonnenfinsternisse
bis 16000

Datum	Typ
5. Juli 6757	partiell
4. August 9361	ringförmig
4. Februar 9622	ringförmig
11. August 9966	total
20. August 10663	total
25. August 11268	total
28. Februar 11575	ringförmig
20. April 15790	ringförmig

Da Venus und Merkur verschiedene Knotenlängen besitzen, ist ein simultanes Auftreten von Merkur- und Venustransit in unserer Epoche nicht möglich. Derzeit sind die Bahnknoten von Merkur und Venus etwa 28 Grad voneinander entfernt. Allerdings wandern die Bahnknoten von Merkur und Venus nicht gleich schnell, sondern die Bahnknoten von Merkur bewegen sich mit einer Veränderung von 1,2 Grad pro Jahrhundert etwas schnell als die der Venus, die um etwa 0,9 Grad pro Jahrhundert wandern. Somit nähern sich die Knoten der Merkurbahn der der Venusbahn im Laufe der Jahrhunderte immer weiter an. Die Astronomen Jean Meeus aus Belgien und Aldo Vitagliano von der Universität Neapel Federico II in Italien berechneten, dass der nächste simultane Transit von Merkur und Venus erst im Jahr 69163 auftreten wird. Der darauf folgende wird erst 224508 stattfinden. In ähnlichen Berechnungen für die vergangenen Jahrtausende fanden sie zudem heraus, dass es in den letzten 280.000 Jahren keinen gleichzeitigen Durchgang der Planeten vor der Sonne gab.

Dagegen ist in unserer Epoche theoretisch das gleichzeitige Auftreten einer Sonnenfinsternis und eines Merkurdurchganges möglich. Aufgrund der Seltenheit beider Ereignisse und dem geringen Sichtbarkeitsgebiet einer Sonnenfinsternis ist ein solches Ereignis allerdings äußerst selten und wird erst am 5. Juli 6757 eintreten und im Süden des Pazifiks zu sehen sein. Bei dieser Sonnenfinsternis handelt es sich aber nur um eine partielle. Am 20. Juli 8059 wird ein Merkurtransit gleichzeitig mit einer ringförmigen Finsternis auftreten. Der nächste Merkurtransit, der simultan mit einer totalen Sonnenfinsternis auftritt, wird erst am 11. August 9966 stattfinden.

Beobachtung

→ Siehe auch: Sonnenbeobachtung

Merkurtransit vom 9. November 2006 (Merkur oben rechts, unten ein Sonnenfleck)

Beobachtungen der Sonne oder eines Planetentransits mit bloßem Auge oder mit selbstgebauten Filtern kann dauerhafte Schäden am Auge bis hin zu Erblindung herbeiführen. Bei Eigenbaufiltern aus ungeprüften Materialien besteht keine Sicherheit, ob schädliche, aber unsichtbare Ultraviolett- und Infrarotanteile des Sonnenlichtes ausgefiltert werden. Insbesondere darf man nie mit einem Fernglas oder Fernrohr ohne optische Sonnenfilter in die Sonne sehen, da die Brennglaswirkung des Gerätes das Auge sofort zerstört.

Ein Merkurtransit lässt sich nicht mit einer Sonnenfinsternisbrille oder ähnlichem ohne optische Vergrößerung beobachten, da der Merkur mit einer scheinbaren Größe von durchschnittlich 11 Bogensekunden (etwa 175 Mal kleiner als der scheinbare Durchmesser der Sonne) zu klein ist, um ohne Vergrößerung erkannt zu werden. Die NASA empfehlt daher ein Teleskop mit einer 50- bis 100-fachen Vergrößerung. Allerdings muss dieses Teleskop mit einem speziellen Sonnenfilter ausgestattet sein, der vor dem Objektiv, nicht aber hinter dem Okular befestigt ist, da dort die Hitze zu groß wäre. Am einfachsten ist es, Sonnenbeobachtungen durch Projektion des Sonnenbildes auf weißes Papier durchzuführen. Dabei richtet man das Teleskop anhand seines Schattens auf die Sonne aus und hält ein Blatt Papier in 10–30 cm Abstand hinter das Okular. Die Sonne erscheint dann als helle kreisförmige Fläche und wird durch Drehen des Okulars scharfgestellt. Merkur wandert dann als kleines dunkles Scheibchen im Laufe von Stunden über die Fläche hinweg.

Die letzten Merkurdurchgänge wurden auch von mehreren Websites per Webcam übertragen, darunter war auch die Europäische Südsternwarte 2003.

Merkurtransit-Termine von 1950 bis 2050

Merkurtransite

Datum des mittleren Transits	Zeit (UTC)
	Beginn	Mitte	Ende
14. November 1953	15:37	16:54	18:11
6. Mai 1957	23:59	1:14	2:30
7. November 1960	14:34	16:53	19:12
9. Mai 1970	04:19	08:16	12:13
10. November 1973	07:47	10:32	13:17
13. November 1986	01:43	04:07	06:31
6. November 1993	03:06	03:57	04:47
15. November 1999	21:15	21:41	22:07
7. Mai 2003	05:13	07:52	10:32
8. November 2006	19:12	21:41	00:10
9. Mai 2016	11:12	14:57	18:42
11. November 2019	12:35	15:20	18:04
13. November 2032	06:41	08:54	11:07
7. November 2039	07:17	08:46	10:15
7. Mai 2049	11:04	14:24	17:45

Siehe auch

• Venustransit
• Sonnenfinsternis

Literatur

• Michael Maunder, Patrick Moore: Transit. When Planets Cross the Sun. Springer Verlag, London 2000, ISBN 1-85233-621-8 (Online-Vorschau)
• Marco Peuschel: Konjunktionen, Bedeckungen und Transits – Das kleine Almanach der Planeten. 1. Auflage. Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5
• C.M. Linton: Transits of Mercury and Venus. In: From Euxodus to Einstein. A History of Mathematical Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 2004, ISBN 978-0-521-82750-8, S. 228–233 (Online-Vorschau)
• Elias Loomis: Transits of Mercury and Venus. In: A Treatise on Astronomy. Harper & Brothers Publishers, New York 1866, S. 217–221 (online)
• Johann Georg Heck: The Transit of Mercury and Venus across the Disk of the Sun. In: Iconographic Encyclopaedia of Science, Literature, and Art. Band 1, R. Garrigue, New York 1851, S. 111f. (online)

Weblinks

Commons: Merkurtransit – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• astro!nfo: Beobachtungshinweise und Berichte
• merkurtransit.de: Umfangreiche deutschsprachige Informationen
• Fred Espenak: Transits of Mercury. In: NASA/Goddard SFC: Eclipse Home Page (englisch)
• Marco Peuschel: Astronomische Ereignisse aller Art

Einzelnachweise

Durchgänge in unserem Sonnensystem
Venus	Erde	Mars	Jupiter	Saturn	Uranus	Neptun
Merkur	Merkur	Merkur	Merkur	Merkur	Merkur	Merkur
	Venus	Venus	Venus	Venus	Venus	Venus
		Erde	Erde	Erde	Erde	Erde
			Mars	Mars	Mars	Mars
				Jupiter	Jupiter	Jupiter
	Mond	Deimos			Saturn	Saturn
		Phobos				Uranus

Kategorie:Sonne Transit Kategorie:Astronomisches Ereignis

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