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Un tránsito de Venus a través del Sol tiene lugar cuando el planeta Venus pasa directamente entre el Sol y un planeta superior , volviéndose visible contra (y por lo tanto oscureciendo una pequeña porción de) el disco solar . Durante un tránsito , Venus puede verse desde la Tierra como un pequeño punto negro que se mueve a través de la cara del Sol. La duración de estos tránsitos suele ser de varias horas (el tránsito de 2012 duró 6 horas y 40 minutos). Un tránsito es similar a un eclipse solar de la Luna . Aunque el diámetro de Venus es más de tres veces el de la Luna, Venus parece más pequeño y viaja más lentamente a través de la cara del Sol, porque está mucho más lejos de la Tierra.
Los tránsitos de Venus se encuentran entre los fenómenos astronómicos predecibles más raros. [1] Ocurren en un patrón que generalmente se repite cada 243 años, con un par de tránsitos con 8 años de diferencia en diciembre ( calendario gregoriano ) seguido de un intervalo de 121,5 años, luego otro par con 8 años de diferencia en junio, seguido de otro intervalo. , de 105,5 años. Las fechas avanzan aproximadamente 2 días por ciclo de 243 años en el calendario gregoriano. La periodicidad es un reflejo del hecho de que los períodos orbitales de la Tierra y Venus están cercanos a las conmensurabilidades 8:13 y 243:395 . [2] [3]
El tránsito más reciente de Venus fue el 5 y 6 de junio de 2012 , y fue el último tránsito de Venus del siglo XXI; el tránsito anterior tuvo lugar el 8 de junio de 2004 . El par de tránsitos anteriores fueron en diciembre de 1874 y diciembre de 1882 . Los próximos tránsitos de Venus tendrán lugar los días 10 y 11 de diciembre de 2117 y 8 de diciembre de 2125. [4] [5] [6]
Los tránsitos de Venus son históricamente de gran importancia científica ya que se utilizaron para obtener las primeras estimaciones realistas del tamaño del Sistema Solar . Las observaciones del tránsito de 1639 proporcionaron una estimación tanto del tamaño de Venus como de la distancia entre el Sol y la Tierra que fue más precisa que cualquier otra hasta ese momento. Los datos de observación de tránsitos predichos posteriores en 1761 y 1769 mejoraron aún más la precisión de esta distancia estimada inicial mediante el uso del principio de paralaje . El tránsito de 2012 brindó a los científicos otras oportunidades de investigación, particularmente en el perfeccionamiento de las técnicas que se utilizarán en la búsqueda de exoplanetas .
Venus, con una órbita inclinada 3,4° con respecto a la de la Tierra, normalmente parece pasar por debajo (o por encima) del Sol en conjunción inferior . [7] Un tránsito ocurre cuando Venus alcanza la conjunción con el Sol en o cerca de uno de sus nodos (la longitud donde Venus pasa por el plano orbital de la Tierra (la eclíptica )) y parece pasar directamente a través del Sol. Aunque la inclinación entre estos dos planos orbitales es de sólo 3,4°, Venus puede estar hasta 9,6° del Sol cuando se ve desde la Tierra en conjunción inferior. [8] Dado que el diámetro angular del Sol es aproximadamente medio grado, puede parecer que Venus pasa por encima o por debajo del Sol en más de 18 diámetros solares durante una conjunción ordinaria. [7]
Las secuencias de tránsitos suelen repetirse cada 243 años. Después de este período de tiempo, Venus y la Tierra han regresado casi al mismo punto en sus respectivas órbitas. Durante los 243 períodos orbitales sidéreos de la Tierra , que suman 88.757,3 días, Venus completa 395 períodos orbitales sidéreos de 224,701 días cada uno, equivalentes a 88.756,9 días terrestres. Este período de tiempo corresponde a 152 períodos sinódicos de Venus. [9]
El patrón de 105,5, 8, 121,5 y 8 años no es el único patrón posible dentro del ciclo de 243 años, debido al ligero desajuste entre los momentos en que la Tierra y Venus llegan al punto de conjunción. Antes de 1518, el patrón de tránsitos era de 8, 113,5 y 121,5 años, y los ocho intervalos entre tránsitos antes del tránsito de 546 d.C. tenían 121,5 años de diferencia. El patrón actual continuará hasta 2846, cuando será reemplazado por un patrón de 105,5, 129,5 y 8 años. Por tanto, el ciclo de 243 años es relativamente estable, pero el número de tránsitos y su duración dentro del ciclo varían con el tiempo. [9] [10] Dado que la conmensurabilidad Tierra:Venus 243:395 es sólo aproximada, hay diferentes secuencias de tránsitos que ocurren con 243 años de diferencia, cada una de las cuales se extiende durante varios miles de años, que eventualmente son reemplazadas por otras secuencias. Por ejemplo, hay una serie que terminó en 541 a. C., y la serie que incluye 2117 recién comenzó en 1631 d. C. [9]
Los antiguos observadores indios , griegos , egipcios , babilónicos y chinos conocían la existencia de Venus y registraron los movimientos del planeta. Los primeros astrónomos griegos llamaron a Venus con dos nombres: Hésperus, la estrella vespertina, y Fósforo, la estrella de la mañana. [11] A Pitágoras se le atribuye el mérito de darse cuenta de que eran el mismo planeta. No hay evidencia de que alguna de estas culturas conociera los tránsitos. Venus fue importante para las antiguas civilizaciones americanas , en particular para los mayas , quienes la llamaron Noh Ek , "la Gran Estrella" o Xux Ek , "la Estrella Avispa"; [12] encarnaban a Venus en la forma del dios Kukulkán (también conocido o relacionado con Gukumatz y Quetzalcóatl en otras partes de México). En el Códice de Dresde , los mayas trazaron el ciclo completo de Venus, pero a pesar de su conocimiento preciso de su curso, no se menciona ningún tránsito. [13] Sin embargo, se ha propuesto que los frescos encontrados en Mayapán pueden contener una representación pictórica de los tránsitos del siglo XII o XIII. [14]
El erudito persa Avicena afirmó haber observado a Venus como una mancha en el Sol. Esto es posible, ya que hubo un tránsito el 24 de mayo de 1032, pero Avicena no dio la fecha de su observación, y los eruditos modernos han cuestionado si pudo haber observado el tránsito desde su ubicación en ese momento; Es posible que haya confundido una mancha solar con Venus. Usó su observación del tránsito para ayudar a establecer que Venus estaba, al menos a veces, debajo del Sol en la cosmología ptolemaica, [15] es decir, la esfera de Venus aparece antes que la esfera del Sol cuando se aleja de la Tierra en el modelo geocéntrico predominante . [16] [17]
En 1627, Johannes Kepler se convirtió en la primera persona en predecir un tránsito de Venus, al predecir el evento de 1631. Sus métodos no fueron lo suficientemente precisos como para predecir que el tránsito no sería visible en la mayor parte de Europa y, como consecuencia, nadie pudo utilizar su predicción para observar el fenómeno. [18]
La primera observación registrada de un tránsito de Venus fue realizada por Jeremiah Horrocks desde su casa en Carr House en Much Hoole , cerca de Preston en Inglaterra, el 4 de diciembre de 1639 (24 de noviembre según el calendario juliano entonces en uso en Inglaterra). Su amigo, William Crabtree , también observó este tránsito desde Broughton , cerca de Manchester . [19] Kepler había predicho tránsitos en 1631 y 1761 y un casi accidente en 1639. Horrocks corrigió el cálculo de Kepler para la órbita de Venus, se dio cuenta de que los tránsitos de Venus ocurrirían en pares con 8 años de diferencia, y así predijo el tránsito de 1639. [ 20] Aunque no estaba seguro de la hora exacta, calculó que el tránsito comenzaría aproximadamente a las 15:00 horas. Horrocks enfocó la imagen del Sol a través de un simple telescopio en una hoja de papel, donde la imagen podía observarse con seguridad. Después de observar durante la mayor parte del día, tuvo suerte de ver el tránsito cuando las nubes que oscurecían el Sol se disiparon alrededor de las 15:15, apenas media hora antes del atardecer. Las observaciones de Horrocks le permitieron hacer una conjetura bien fundamentada sobre el tamaño de Venus, así como una estimación de la distancia media entre la Tierra y el Sol: la unidad astronómica (UA). Estimó que esa distancia era de 59,4 millones de millas (95,6 millones de kilómetros; 0,639 AU), aproximadamente dos tercios de la distancia real de 93 millones de millas (150 millones de kilómetros), pero una cifra más precisa que cualquier sugerida hasta ese momento. Las observaciones no se publicaron hasta 1661, mucho después de la muerte de Horrocks. [20] Horrocks basó su cálculo en la (falsa) presunción de que el tamaño de cada planeta era proporcional a su rango con respecto al Sol, no en el efecto de paralaje utilizado en los experimentos de 1761 y 1769 y siguientes.
En 1663, el matemático escocés James Gregory había sugerido en su Optica Promota que las observaciones de un tránsito del planeta Mercurio , en puntos muy espaciados de la superficie de la Tierra, podrían utilizarse para calcular el paralaje solar y, por tanto, la unidad astronómica mediante triangulación . Consciente de esto, un joven Edmond Halley hizo observaciones de tal tránsito el 28 de octubre de 1677 desde Santa Elena , pero quedó decepcionado al descubrir que sólo Richard Towneley en Burnley, Lancashire , había hecho otra observación precisa del evento, mientras que Gallet, en Aviñón, simplemente registró que había ocurrido. Halley no estaba satisfecho de que el cálculo resultante del paralaje solar a 45" fuera exacto.
En un artículo publicado en 1691, y uno más refinado en 1716, propuso que se podrían hacer cálculos más precisos utilizando mediciones de un tránsito de Venus, aunque el siguiente evento de este tipo no se produciría hasta 1761 (6 de junio NS , 26 de mayo OS) . ). [21] [22] Halley murió en 1742, pero en 1761 se realizaron numerosas expediciones a varias partes del mundo para poder realizar observaciones precisas del tránsito a fin de realizar los cálculos descritos por Halley, uno de los primeros ejemplos de investigación internacional. colaboración científica. [23] Esta colaboración, sin embargo, se vio respaldada por la competencia; los británicos, por ejemplo, se vieron impulsados a actuar sólo después de que Joseph-Nicolas Delisle se enterara de los planes franceses . En un intento de observar el primer tránsito de la pareja, astrónomos de Gran Bretaña ( William Wales y el capitán James Cook ), Austria ( Maximilian Hell ) y Francia ( Jean-Baptiste Chappe d'Auteroche y Guillaume Le Gentil ) viajaron a destinos alrededor del mundo, incluidos Siberia, Terranova y Madagascar. [24] La mayoría logró observar al menos parte del tránsito; Jeremiah Dixon y Charles Mason realizaron observaciones particularmente exitosas en el Cabo de Buena Esperanza . [25] Menos exitosos, en Santa Helena , fueron Nevil Maskelyne y Robert Waddington , aunque le dieron buen uso al viaje probando el método de la distancia lunar para encontrar la longitud. [26]
Se esperaba ampliamente que Venus pudiera tener atmósfera incluso antes del tránsito de 1761. Sin embargo, pocos, si es que alguno, parecen haber predicho que sería posible detectarlo durante el tránsito. El descubrimiento real de la atmósfera de Venus se ha atribuido durante mucho tiempo al académico ruso Mijaíl Lomonosov basándose en su observación del tránsito de Venus en 1761 desde la Academia Imperial de Ciencias de San Petersburgo . [27] Al menos en el mundo de habla inglesa, esta atribución parece deberse a los comentarios del popular escritor multilingüe de astronomía Willy Ley (1966), quien consultó fuentes tanto en ruso como en alemán, y escribió que Lomonosov observó una anillo luminoso (ésta fue la interpretación de Ley y no fue indicada entre comillas) e infirió de él la existencia de una atmósfera "tal vez mayor que la de la Tierra" (que estaba entre comillas). Debido a que muchos observadores de tránsito modernos también han visto un arco filiforme producido por la refracción de la luz solar en la atmósfera de Venus cuando el planeta se ha alejado del borde del Sol, en general, aunque de manera bastante acrítica, se ha asumido que esto era lo mismo que Lomonósov vio. De hecho, el término "arco de Lomonosov" se ha utilizado con frecuencia en la literatura. [28]
En 2012, Pasachoff y Sheehan [29] consultaron fuentes originales y cuestionaron la base de la afirmación de que Lomonosov observó el delgado arco producido por la atmósfera de Venus. El grupo de medios estatal ruso RIA Novosti incluso recogió una referencia al periódico el 31 de enero de 2013, bajo el título "Batalla astronómica en EE.UU. por el descubrimiento de Lomonosov". Un grupo de investigadores intentó reconstruir experimentalmente la observación de Lomonosov utilizando telescopios antiguos durante el tránsito de Venus del 5 al 6 de junio de 2012. Uno de ellos, Y. Petrunin, sugirió que el telescopio que Lomonosov realmente utilizó era probablemente un Dollond de 50 mm. con un poder de aumento de 40x. Se conservó en el Observatorio Pulkova, pero fue destruido cuando los alemanes bombardearon el observatorio durante la Segunda Guerra Mundial. Por lo tanto, el telescopio real de Lomonosov no estaba disponible, pero en esta ocasión se emplearon otros instrumentos presumiblemente similares, lo que llevó a los investigadores a afirmar su creencia de que el telescopio de Lomonosov habría sido adecuado para la tarea de detectar el arco. [30] Así, A. Koukarine, utilizando un Dollond de 67 mm en el Monte Hamilton, donde la visión probablemente era mucho mejor que la que disfrutaba Lomonosov en San Petersburgo, observó claramente el arco delgado como una telaraña que se sabe que se debe a la refracción en la atmósfera de Venus. . Sin embargo, los bocetos de Koukarine no se parecen mucho al diagrama publicado por Lomonosov. [31] [32] Por otro lado, el colega de Koukarine, V. Shiltsev, quien observó más de cerca en las mismas condiciones que Lomonosov (usando un Dollond de 40 mm en Batavia, Illinois), produjo un duplicado cercano del diagrama de Lomonosov; sin embargo, el ala de luz bastante grande que se muestra junto al disco negro de Venus en su dibujo (y en el de Lomonosov) es demasiado tosca para haber sido el arco. Más bien parece ser una manifestación complicada del célebre efecto óptico conocido como " gota negra ". Debe tenerse en cuenta que, como afirman Sheehan y Westfall, "las distorsiones ópticas en la interfaz entre Venus y el Sol durante los tránsitos son impresionantemente grandes, y cualquier inferencia a partir de ellas está llena de peligros".
Una vez más, las palabras reales utilizadas por Lomonosov no se refieren a un "arco" en absoluto. En la versión rusa, describió un breve brillo que duró aproximadamente un segundo, justo antes del tercer contacto , que a Pasachoff y Sheehan les pareció muy probablemente indicar un último vistazo fugaz de la fotosfera. Para comprobarlo, también se consultó la versión alemana de Lomonosov (había aprendido a hablar y escribir alemán con fluidez cuando era estudiante en Marburg); describe haber visto "ein ganz helles Licht, wie ein Haar breit"=”una luz muy brillante, tan ancha como un cabello". Aquí, el adverbio "ganz" en conexión con "helles" (brillante) podría significar "tan brillante como posible" o "completamente brillante"), es decir, tan brillante como el brillo de la superficie del disco solar, lo que es una prueba aún más fuerte de que no puede ser la atmósfera de Venus, que siempre parece mucho más débil. Los bocetos originales de Lomonosov, si existieran, no parecen haber sobrevivido. Las observaciones modernas realizadas durante los tránsitos del siglo XIX y especialmente los de 2004 y 2012 sugieren que lo que vio Lomonosov no fue en absoluto el arco asociado con la atmósfera de Venus, sino el brillante destello de la fotosfera solar antes del tercer contacto. Los primeros observadores que registraron el arco real asociado con la atmósfera de Venus, en una forma compatible con las observaciones modernas, parecen haber sido Chappe, Rittenhouse, Wayles y Dymond, y varios otros en el tránsito de junio de 1769.
Para el tránsito de 1769 (que tuvo lugar del 3 al 4 de junio NS , 23 de mayo OS ), los científicos viajaron a Tahití , [33] Noruega y lugares de América del Norte, incluidos Canadá, Nueva Inglaterra y San José del Cabo ( Baja California , entonces bajo control español). El astrónomo checo Christian Mayer fue invitado por Catalina la Grande a observar el tránsito en San Petersburgo junto a Anders Johan Lexell , mientras otros miembros de la Academia Rusa de Ciencias se desplazaron a otras ocho localidades del Imperio ruso , bajo la coordinación general de Stepan Rumovsky . [34] Jorge III del Reino Unido hizo construir el Observatorio del Rey cerca de su residencia de verano en Richmond Lodge para que él y su astrónomo real Stephen Demainbray observaran el tránsito. [35] [36] El astrónomo húngaro Maximilian Hell y su asistente János Sajnovics viajaron a Vardø , Noruega, delegados por Christian VII de Dinamarca . William Wales y Joseph Dymond hicieron su observación en la Bahía de Hudson , Canadá, para la Royal Society . Varios grupos realizaron observaciones en las colonias británicas de América. En Filadelfia , la Sociedad Filosófica Americana erigió tres observatorios temporales y nombró un comité, del cual David Rittenhouse era el jefe. Las observaciones fueron realizadas por un grupo dirigido por el Dr. Benjamin West en Providence, Rhode Island , [37] y publicadas en 1769. [38] Los resultados de las diversas observaciones en las colonias americanas se imprimieron en el primer volumen de la Sociedad Filosófica Americana. Transactions , publicado en 1771. [39] Comparando las observaciones norteamericanas, William Smith publicó en 1771 un mejor valor del paralaje solar de 8,48 a 8,49 segundos de arco, [40] que corresponde a una distancia Tierra-Sol de 24.000 veces la Radio de la Tierra, aproximadamente un 3% diferente del valor correcto.
James Cook y Charles Green también realizaron observaciones desde Tahití en un lugar todavía conocido como Punto Venus . [41] Esto ocurrió en el primer viaje de James Cook , [42] después del cual Cook exploró Nueva Zelanda y Australia . Esta fue una de las cinco expediciones organizadas por la Royal Society y el astrónomo Royal Nevil Maskelyne .
Jean-Baptiste Chappe d'Auteroche fue a San José del Cabo en lo que entonces era Nueva España para observar el tránsito con dos astrónomos españoles (Vicente de Doz y Salvador de Medina). Por sus problemas, murió allí en una epidemia de fiebre amarilla poco después de completar sus observaciones. [43] Sólo 9 de 28 en todo el grupo regresaron vivos a casa. [44]
El desafortunado Guillaume Le Gentil pasó más de ocho años viajando en un intento de observar cualquiera de los tránsitos. Su fallido viaje le llevó a perder a su esposa y sus posesiones y a ser declarado muerto (sus esfuerzos se convirtieron en la base de la obra Tránsito de Venus de Maureen Hunter y una ópera posterior ), aunque finalmente recuperó su asiento en la Academia Francesa y tuvo una larga casamiento. [24] Bajo la influencia de la Royal Society, Ruđer Bošković viajó a Estambul , pero llegó demasiado tarde. [45]
Desafortunadamente, fue imposible cronometrar el momento exacto del inicio y del final del tránsito debido al fenómeno conocido como " efecto gota negra ". Durante mucho tiempo se pensó que este efecto se debía a la espesa atmósfera de Venus, e inicialmente se consideró que era la primera evidencia real de que Venus tenía atmósfera. Sin embargo, estudios recientes demuestran que se trata de un efecto óptico causado por la mancha de la imagen de Venus por turbulencias en la atmósfera terrestre o imperfecciones en el aparato de observación junto con la variación extrema de brillo en el borde (extremidad) del Sol como la línea La visión desde la Tierra pasa de opaca a transparente en un ángulo pequeño. [46] [47]
En 1771, utilizando los datos de tránsito combinados de 1761 y 1769, el astrónomo francés Jérôme Lalande calculó que la unidad astronómica tenía un valor de 153 millones de kilómetros (±1 millón de km). La precisión fue menor de lo esperado debido al efecto de la gota negra, pero aún así representó una mejora considerable con respecto a los cálculos de Horrocks. [24]
Maximilian Hell publicó los resultados de su expedición en 1770, en Copenhague. [48] Basándose en los resultados de su propia expedición, y de Gales y Cook, en 1772 presentó otro cálculo de la unidad astronómica: 151,7 millones de kilómetros. [49] [50] Lalande cuestionó la exactitud y autenticidad de la expedición al Infierno, pero luego se retractó en un artículo del Journal des sçavans , en 1778.
Las observaciones de tránsito en 1874 y 1882 permitieron perfeccionar aún más este valor. Se enviaron tres expediciones (de Alemania, el Reino Unido y los Estados Unidos) al archipiélago de Kerguelén para las observaciones de 1874. [51] El astrónomo estadounidense Simon Newcomb combinó los datos de los últimos cuatro tránsitos y llegó a un valor de aproximadamente 149,59 millones de kilómetros (±0,31 millones de kilómetros ). Las técnicas modernas, como el uso de la radiotelemetría procedente de sondas espaciales y de las mediciones por radar de las distancias a los planetas y asteroides del Sistema Solar , han permitido calcular un valor razonablemente exacto de la unidad astronómica (UA) con una precisión de aproximadamente ±30 metros. Como resultado, se ha superado la necesidad de realizar cálculos de paralaje. [24] [47]
Varias organizaciones científicas encabezadas por el Observatorio Europeo Austral (ESO) organizaron una red de astrónomos aficionados y estudiantes para medir la distancia de la Tierra al Sol durante el tránsito. [52] Las observaciones de los participantes permitieron un cálculo de la unidad astronómica (UA) de 149.608.708 km ± 11.835 km, que tenía sólo una diferencia del 0,007% con respecto al valor aceptado. [53]
Hubo mucho interés en el tránsito de 2004 cuando los científicos intentaron medir el patrón de atenuación de la luz cuando Venus bloqueó parte de la luz del Sol, con el fin de perfeccionar técnicas que esperan utilizar en la búsqueda de planetas extrasolares . [47] [54] Los métodos actuales para buscar planetas que orbitan alrededor de otras estrellas solo funcionan en unos pocos casos: planetas que son muy grandes ( como Júpiter , no como la Tierra), cuya gravedad es lo suficientemente fuerte como para hacer que la estrella se tambalee lo suficiente para nosotros. para detectar cambios en el movimiento propio o cambios Doppler en la velocidad radial ; Planetas del tamaño de Júpiter o Neptuno muy cercanos a su estrella madre cuyo tránsito provoca cambios en la luminosidad de la estrella; o planetas que pasan por delante de estrellas de fondo con una separación planeta-estrella comparable a la del anillo de Einstein y provocan microlentes gravitacionales . [55] Medir la intensidad de la luz durante el curso de un tránsito, cuando el planeta bloquea parte de la luz, es potencialmente mucho más sensible y podría usarse para encontrar planetas más pequeños. [47] Sin embargo, se necesita una medición extremadamente precisa: por ejemplo, el tránsito de Venus hace que la cantidad de luz recibida del Sol disminuya en una fracción de 0,001 (es decir, al 99,9% de su valor nominal), y la atenuación producido por pequeños planetas extrasolares será igualmente diminuto. [56]
El tránsito de 2012 también brindó a los científicos numerosas oportunidades de investigación, en particular en lo que respecta al estudio de exoplanetas . El evento también fue el primero de su tipo documentado desde el espacio, fotografiado a bordo de la Estación Espacial Internacional por el astronauta de la NASA Don Pettit . La investigación del tránsito de Venus de 2012 incluye: [57] [58] [59]
La NASA mantiene un catálogo de tránsitos de Venus que abarca el período comprendido entre el 2000 a. C. y el 4000 d. C. [60] Actualmente, los tránsitos ocurren sólo en junio o diciembre (ver tabla) y la ocurrencia de estos eventos varía lentamente, volviéndose más tardía en el año aproximadamente dos días cada ciclo de 243 años. [61] Los tránsitos suelen ocurrir en pares, casi en la misma fecha con ocho años de diferencia. Esto se debe a que la duración de ocho años terrestres es casi la misma que la de 13 años en Venus, por lo que cada ocho años los planetas se encuentran aproximadamente en las mismas posiciones relativas. Esta conjunción aproximada suele dar lugar a un par de tránsitos, pero no es lo suficientemente precisa como para producir un triplete, ya que Venus llega 22 horas antes cada vez. El último tránsito que no formó parte de una pareja fue en 1396. El próximo será en 3089; en 2854 (el segundo del par 2846/2854), aunque Venus apenas alcanzará el Sol visto desde el ecuador de la Tierra, un tránsito parcial será visible desde algunas partes del hemisferio sur. [62]
Así, después de 243 años, regresan los tránsitos de Venus. El tránsito de 1874 es miembro del ciclo número 1 de 243 años. El tránsito de 1882 es miembro del número 2. El tránsito de 2004 es miembro del n.° 3 y el tránsito de 2012 es miembro del n.° 4. El tránsito 2117 es miembro del n.° 1, y así sucesivamente. Sin embargo, el nodo ascendente (tránsitos de diciembre) de la órbita de Venus se mueve hacia atrás cada 243 años, por lo que el tránsito de 2854 es el último miembro de la serie 3 en lugar de la serie 1. El nodo descendente (tránsitos de junio) avanza, por lo que el tránsito de 3705 es el último miembro del n.° 2. Desde −125.000 hasta +125.000 hay sólo unas diez series de 243 años en ambos nodos con respecto a todos los tránsitos de Venus en este lapso de tiempo tan largo, porque ambos nodos de la órbita de Venus se mueven hacia atrás y hacia adelante en el tiempo, visto desde la perspectiva Tierra.
Durante períodos de tiempo más largos, comenzarán nuevas series de tránsitos y finalizarán las series antiguas. A diferencia de la serie saros para eclipses lunares, es posible que una serie de tránsito se reinicie después de una pausa. Las series de tránsito también varían mucho más en longitud que las series de saros.
A veces Venus sólo roza el Sol durante un tránsito. En este caso es posible que en algunas zonas de la Tierra se pueda ver un tránsito completo mientras que en otras regiones solo haya un tránsito parcial (no hay un segundo o tercer contacto ). El último tránsito de este tipo fue el 6 de diciembre de 1631, y el próximo tránsito de este tipo ocurrirá el 13 de diciembre de 2611. [9] También es posible que un tránsito de Venus pueda verse en algunas partes del mundo como un tránsito parcial, mientras que en otros Venus no alcanza al Sol. Un tránsito de este tipo ocurrió por última vez el 19 de noviembre de 541 a. C., y el próximo tránsito de este tipo ocurrirá el 14 de diciembre de 2854. [9] Estos efectos se deben al paralaje , ya que el tamaño de la Tierra permite diferentes puntos de vista con líneas ligeramente diferentes. de vista a Venus y el Sol. Se puede demostrar cerrando un ojo y sosteniendo un dedo frente a un objeto más pequeño y distante; cuando el espectador abre el otro ojo y cierra el primero, el dedo ya no estará delante del objeto.
La ocurrencia simultánea de un tránsito de Mercurio y un tránsito de Venus ocurre, pero es muy poco frecuente. Un evento de este tipo ocurrió por última vez el 22 de septiembre de 373.173 a. C. y ocurrirá a continuación el 26 de julio de 69.163 y nuevamente el 29 de marzo de 224.508 . [64] [65] La ocurrencia simultánea de un eclipse solar y un tránsito de Venus es actualmente posible, pero muy rara. El próximo eclipse solar que se producirá durante el tránsito de Venus será el 5 de abril del 15.232 . [64] La última vez que se produjo un eclipse solar durante un tránsito de Venus fue el 1 de noviembre del 15.607 a.C. [66] Unas horas después del tránsito del 3 al 4 de junio de 1769 hubo un eclipse solar total, [67] que fue visible en América del Norte , Europa y el norte de Asia.
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