3 maja 1661, przejście Merkurego przed tarczą Słońca
Ostatnie zjawisko przejścia Merkurego przed tarczą Słońca, jakie nastąpiło 9 maja 2016 r., skłania do refleksji na temat podobnych zdarzeń z przeszłości. Okazuje się, że bardzo podobne zjawisko było obserwowane w r.1661 przez Jana Heweliusza. W wieku XVII, po wprowadzeniu lunet do obserwacji astronomicznych, można było m.in. zająć się tak ważnymi zjawiskami, jakimi były przejścia planet dolnych przed tarczą Słońca. Są one, poza wyjątkami, nie do dostrzeżenia gołym okiem, toteż z okresów przed zastosowaniem teleskopów brak jest wiarygodnych obserwacji. W r.1631 zostało wreszcie dostrzeżone przejście Merkurego – w Paryżu widział je P.Gassendi, w Rouffach – J.R.Quietanus, a w Innsbrucku – J.B.Cyssatus. W r.1651 z kolei przejście Merkurego obserwował w Indiach J.Shakerley. W r.1639 w Anglii J.Horrox dostrzegł ponadto przejście Wenus. Kolejne przejście Merkurego miało nastąpić w r.1661 i, co zrozumiałe, wywołało ono znaczne zainteresowanie wśród ówczesnych astronomów. Również znakomity astronom gdański postanowił podjąć obserwacje tego rzadkiego zjawiska i w efekcie osiągnął sukces. Cała obserwacja przejścia Merkurego została opublikowana przez niego w r.1662 w dziele „Mercurius in sole visus” czyli "Merkury widoczny w Słońcu" (rys.1), w której Heweliusz zawarł także wyniki innych własnych obserwacji, w tym dwóch zaćmień Słońca oraz kilku zakryć gwiazd i planet przez Księżyc, jak też udostępnioną mu obserwację przejścia Wenus przed tarczą Słońca, jaką wykonał w r.1639 Horrox. W czasach późniejszych przejścia planet dolnych przed tarczą Słońca były wykorzystywane przede wszystkim do wyznaczania paralaksy Słońca. Jednak w połowie XVII wieku chodziło głównie o sprawdzanie teorii ruchu planet, których położenia były znane z nadal niezadowalającą dokładnością.
Przejście Merkurego przed tarczą Słońca miało nastąpić na początku maja 1661 r. Wiedząc o tym, Heweliusz z zapałem rozpoczął przygotowania do obserwacji. Dokładna data i godzina zjawiska nie były jednak znane, toteż postanowił jego efemerydę wyliczyć. Jedyną możliwością było skorzystanie z ówcześnie dostępnych rozmaitych tablic, zawierających pozycje planet i Słońca. Znając zawarte w nich dane liczbowe, był w stanie określić moment dolnej koniunkcji Merkurego ze Słońcem oraz szerokość ekliptyczną planety w tym momencie. Stąd już tylko krok do wyznaczenia kontaktów – początku i końca przejścia, a więc i czasu trwania zjawiska. Wyniki tych rachunków przy wykorzystaniu sześciu rodzajów tablic, przedstawia Tabela 1.
Jak widać, jedynie Tablice Rudolfińskie Keplera oraz Tablice Bullialdusa dawały wynik pozytywny – przejście planety przed tarczą Słońca w dniu 3 maja. Wg pozostałych danych Merkury miał ominąć tarczę słoneczną, ponieważ w momencie dolnej koniunkcji szerokość ekliptyczna planety miała być większa od widomego promienia Słońca. Ponadto daty koniunkcji mieściły się w szerokim przedziale – od 1 do 11 maja! Nawet jednak biorąc pod uwagę wyniki wg dwóch wymienionych tablic, przewidujących przejście planety, występowała i tak znaczna, około 7-8-godzinna niepewność co do momentów zjawiska.
Będąc świadomym małej precyzji tych obliczeń Heweliusz nie ryzykował przeoczenia zjawiska i rozpoczął obserwacje już rankiem 1 maja 1661r. Do obserwacji użył prawdopodobnie jednej z lunet o montażu azymutalnym, używanych do obserwowania plam słonecznych oraz Księżyca. Obraz Słońca był rzutowany na ekran, na którym został nakreślony okrąg, odwzorowujący tarczę Słońca, podzielony na 24 koncentryczne pierścienie oraz, na obwodzie, skalę kąta pozycyjnego od zenitu. Na ekranie tym w trakcie obserwacji miał Heweliusz zamiar zaznaczać pozycję czarnej plamki – Merkurego. Była to więc klasyczna graficzna obserwacja astrometryczna w projekcji na płaszczyznę prostopadłą do osi optycznej lunety. Jednocześnie były dokonywane pomiary wysokości Słońca nad horyzontem oraz czasu lokalnego. Czas ten, ówczesnym zwyczajem, był wyznaczany na dwa sposoby: bezpośrednio wg zegara wahadłowego (w tym przypadku własnej konstrukcji) uzyskiwano przybliżoną podstawę czasu, która następnie była korygowana wg obserwacji wysokości ciał niebieskich nad wschodnim i zachodnim horyzontem, dających dokładny czas lokalny. W danym przypadku była to mierzona kwadrantem wysokość Słońca - rano i wieczorem, a także Capelli i Wegi (po zachodzie Słońca). Czas ten Heweliusz nazywał czasem poprawionym (tempus correctum).
Wspomnianego ranka, 1 maja o godz. 7:30, słynny astronom nie dostrzegł, rzecz jasna, niczego na tarczy Słońca (prócz jakichś niewielkich plam słonecznych), podobnie, jak w innych momentach tego dnia, aż do godzin wieczornych. Obserwacje Słońca zostały na powrót podjęte 2 maja, około 6:30. Jednak tego dnia niebo było zachmurzone i obserwacje początkowo były praktycznie niemożliwe. Później Słońce czasami wyłaniało się spoza chmur, ale aż do popołudnia Merkury na tarczy słonecznej nadal się nie pojawił. Trzeciego dnia obserwacji – 3 maja, niebo od rana znowu zachmurzone uniemożliwiało poszukiwanie planety aż do 5:10, kiedy to ponownie dało się stwierdzić brak śladu Merkurego na dysku słonecznym. Widok był nadal taki sam do godz. 10:30, kiedy to niebo ponownie się zachmurzyło. Na domiar złego rozpętała się burza… Heweliusz przyznał później, iż w tymże czasie poważnie brał pod uwagę możliwość przeoczenia zjawiska lub to, że zaszło ono poza okresami obserwowania Słońca.
Jednak po jakimś czasie chmury wreszcie ustąpiły i o 15:04 ku swojej radości Heweliusz dostrzegł czarną kropkę Merkurego niezbyt daleko od górnego (wschodniego) brzegu tarczy słonecznej (rys.2, obserwacja nr 1). Opracowując wyniki obserwacji Heweliusz przyjął całą długość cięciwy, jaką Merkury przebył po tarczy Słońca (między puntami E i H na szkicu obserwacyjnym) jako 500 jednostek. W momencie obserwacji nr 1 odległość planety od brzegu tarczy Słońca została zmierzona jako 55 jednostek. Kontynuując obserwacje, Heweliusz zaznaczył na wyskalowanym ekranie jeszcze 6 pozycji planety – ostatni raz o 19:17:15, gdy Słońce znajdowało się już tylko kilka stopni nad zachodnim horyzontem. Odległość względna od punktu pierwszego kontaktu wyniosła wówczas 331 jednostek (rys.2, obserwacja nr 7).
