A partir d’aquí, Venus es va veient més a prop del Sol fins que es fa molt difícil d’observar-lo, i arriba a la conjunció inferior. Normalment, com que les òrbites dels planetes no són del tot coplanars (l’òrbita de Venus està inclinada 3.4 graus respecte la de la Terra), Venus passa un xic per sobre o per sota del disc solar. Però aquest any és un dels pocs en què es produirà un trànsit de Venus per damunt del disc Solar: en el moment de la conjunció inferior, que serà el 6 de juny, veurem el disc negre de Venus travessant damunt del Sol en la seva cursa orbital, com podem veure en aquesta imatge de l’últim trànsit que va succeir l’any 2004. Aquest fenomen, que és el mateix que un eclipsi, l’anomenem trànsit perquè el disc de Venus és molt petit comparat amb el del Sol (unes 30 vegades més petit de diàmetre), i per tant només s’oculta una part molt petita de la llum solar (malgrat el que deia aquesta innocentada). Venus és el planeta que més s’acosta a la Terra, en el moment de la seva conjunció inferior, però com que les òrbites són gairebé circulars, aquesta distància mínima varia molt poc entre diferents conjuncions inferiors i és d’uns 40 milions de kilòmetres. Si algú vol veure un trànsit de Venus, caldrà que s’espavili per veure aquest perquè no n’hi haurà cap més fins l’any 2117, però haurà de viatjar a algun país de l’Est perquè des dels Països Catalans el Sol a penes haurà eixit quan el trànsit s’acabi.
Després de la conjunció inferior, Venus es desplaça a l’Oest del Sol, i es comença a veure en el crepuscle matutí en la direcció per on ha de sortir el Sol. La brillantor i la separació del Sol tornen a augmentar ràpidament a mesura que passen els dies: Venus arribarà de nou a la seva màxima brillantor el dia 10 de juliol, i a la seva màxima elongació Oest el 15 d’agost. A partir d’aquí, Venus torna a veure’s més proper al Sol fins que arriba a la següent conjunció superior, que es produirà el dia 28 de març del 2013. El cicle de fases de Venus, que es va repetint amb un període de 584 dies, el podem veure representat en el petit film d’aquest apunt (la imatge central del film representa el disc de Venus vist en trànsit davant la brillantor solar).
Algunes de les civilitzacions més antigues que van començar a observar Venus potser devien pensar que el Venus que es veu al vespre i el Venus que es veu a la matinada eren dos astres diferents. Però observant el seu moviment amb molt de compte, no és difícil entendre que Venus segueix un moviment regular des de que desapareix abans de la conjunció i torna a aparèixer després per l’altre cantó del Sol. Venus és tan brillant que inclús el podem veure de dia. Si sabem exactament on és, podem observar a ull nu un puntet blanc immers en la immensa llum blava del cel a ple dia (el que és difícil és trobar-lo).
Les fases de Venus només són visibles amb telescopi. El primer en observar-les fou Galileu, quan va orientar el seu telescopi cap al cel vers l’any 1610. Observant les fases, va argumentar que Venus, igual que els altres planetes, no té llum pròpia sino que reflecteix la llum del Sol, i que gira al voltant del Sol, perquè en la conjunció inferior passa entre el Sol i la Terra i en la conjunció superior passa per darrere el Sol. Aquests fets contradeien el model geocèntric de Ptolomeu que havia estat acceptat durant segles, que deia que cada planeta girava al voltant de la Terra dins la seva esfera cristallina: Venus hauria d’haver xocat amb l’esfera del Sol per poder passar al seu darrere. La variació de la grandària aparent de Venus també està perfectament d’acord amb la variació de la seva distància a la Terra en el model heliocèntric de Copèrnic, si tant Venus com la Terra es mouen en òrbites aproximadament circulars.
Us ha agradat aquest article? Compartiu-lo!