Un peu d'histoire
Les transits sont des phénomènes rares et localisés. Les observer a longtemps relevé du défi scientifique.
Transit de Mercure du 6 mai 1753 : diverses prédictions.
Crédit :
IMCCE
Transits de Mercure
Un transit apparaît simplement comme une ombre chinoise.
Aperçu du disque solaire, avec superposition de Mercure (à droite, proche du bord du Soleil), observé le 9 mai 2016 à Meudon. Remarquer l'assombrissement entre le centre et le bord du Soleil, puis la tâche solaire proche du centre du disque solaire.
Crédit :
Observatoire de Paris
La superposition de plusieurs clichés trace la trajectoire - une corde - du transit.
Le passage de Mercure devant le Soleil, en 1999, vu en lumière ultra-violette par le satellite Trace.
Crédit :
NASA
Les dernièrs transits de Mercure visible de la Terre ont eu lieu en mai 2016 et en novembre 2019. Les suivants auront lieu en 2032 et 2039.
Transits de Vénus
Vénus étant plus grande et plus proche de la Terre, son ombre apparaît bien plus importante sur le Soleil. L'inclinaison des orbites de Vénus et de la Terre conduit à un nombre très limité de transits. Les derniers transits de Venus ont eu lieu en 2004 et 2012. Pour les prochains, il faudra être patient : ce ne sera que en 2117 et 2125!
Aperçu du disque solaire, avec superposition de Vénus en ombre chinoise, et d'un avion qui passait par là, le 8 juin 2004.
Crédit :
Observatoire de Paris
Passage de Venus devant le disque solaire le 5 juin 2012, observé par un spectro-polarimètre à bord du satellite Hinode.
L'auréole de Venus faiblement visible à gauche en haut (au bord de Venus, sur la partie qui ne se trouve pas devant le disque solaire)
est due à la lumière du Soleil refracté dans l'atmosphère de Venus.
Crédit :
Chiavassa et al., A&A 2015.
Objectifs
On parle de transits lorsque Mercure ou Vénus passent devant le disque du soleil. Ces événements sont, comme les éclipses, rares mais instructifs.
Historiquement, les transits de Mercure et Vénus ont permis la mesure de l'unité astronomique.
Géométrie
La trace du disque planétaire sur le disque solaire est une simple projection. Il s'ensuit que différents observateurs verront des traces différentes, mais parallèles entre elles, évoluant à la même vitesse angulaire.
La différence entre les dates des premier et dernier contacts est proportionnelle à la longueur de la corde parcourue sur le disque.
La détermination de l'unité astronomique
Les transits ont permis la mesure de l'unité astronomique, comme l'a proposé l'astronome Halley. En effet, si la 3e loi de Kepler permet de figer le rapport entre les demi-grands axes de Vénus et de la Terre, elle ne permet pas d'en donner une mesure absolue.
Plutôt que de longs calculs, une animation montre le principe de la mesure.
Triangulation
Le point de vue de 2 observateurs différents permet de mettre en oeuvre le principe de mesure de distance par triangulation .
Transit : principe. Les échelles n'ont pas du tout été respectées (la Terre est un peu grande !)
Crédit :
ASM
La mesure de l'unité astronomique
La valeur de l'UA a pu être déterminée à partir de différentes observations d'un même transit. Les observables indépendantes sont :
- Le rapport des demi-grands axes planétaires (3e loi de Kepler)
- La dimension angulaire du soleil
L'écartement des cordes tracées par les ombres est d'autant plus grand que la distance terre-soleil est petite. La mesure de cet écartement (repéré par les dates des début et fin de transit à une époque où la photographie n'existait pas) permet de mesurer l'unité astronomique.
Lorsque la distance Terre-Soleil, inconnue a priori, notée A, croît :
- le diamètre angulaire du disque solaire étant fixé, le diamètre linéaire croît avec A.
- la distance relative de Vénus (ou Mercure) en unité A, fixée par la 3e loi de Kepler, croît également avec A, et la parallaxe planétaire décroît.
L'écartement entre les cordes est fonction de la distance Soleil-Terre. Cette dernière est ici variable, la distance relative du Soleil à Vénus étant elle fixée par la 3ème loi de Kepler. La mesure des cordes et leur comparaison permet donc la mesure de l'unité astronomique.
Crédit :
ASM
Parallaxe
Difficulté : ☆☆
Temps : 30
Question 1)
Déterminer la période de révolution synodique de Vénus. En déduire sa vitesse angulaire synodique autour du Soleil, puis sa vitesse linéaire synodique 
.
[3 points]
Question 2)
Quelle distance 
Vénus doit-elle parcourir sur son orbite pour un transit total le long du diamètre solaire 
. En déduire la durée maximale d'un transit.
[2 points]
Question 3)
Estimer l'ordre de grandeur de la différence angulaire entre les traces de Vénus lors du transit du 8 juin 2004, pour 2 observateurs (l'un à Lille, l'autre à Perpignan, villes séparées de 1000 km).
[2 points]
Question 4)
Le transit dure 5h24min28s à Lille, et 5h24min58s à Perpignan.
Situer schématiquement l'allure des cordes correspondant au transit vues de Lille ou Perpignan : passent-elles proche d'un pôle (lequel ?) ou plutôt par l'équateur.
[2 points]