Sonnenfinsternis

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Dieser Artikel behandelt das astronomische Ereignis. Zum Roman von Arthur Koestler siehe Sonnenfinsternis (Roman).

Eine irdische Sonnenfinsternis oder Eklipse (griechisch: ἔκλειψις ékleipsis „Überlagerung, Verdeckung, Auslöschung“) ist ein astronomisches Ereignis, bei dem die Sonne von der Erde aus gesehen durch den Mond ganz oder teilweise verdeckt wird, der somit zu Neumond einigen Erdbewohnern „in der Sonne steht“.

Sonne und Mond erscheinen einem Beobachter auf der Erde mit annähernd dem gleichen scheinbaren Durchmesser und so kann die Mondscheibe die Sonnenscheibe manchmal gerade vollständig bedecken. Die bei solch einer totalen Sonnenfinsternis auf die Erde fallende Spur des Kernschattens des Mondes ist allerdings maximal einige hundert Kilometer breit. Hingegen misst der Halbschatten des Mondes – wegen der flächigen Lichtquelle Sonne ein Übergangsschatten mit fließendem Helligkeitsübergang – mehrere tausend Kilometer, so dass dann von mehr als einem Viertel der Erdoberfläche aus eine partielle Verfinsterung der Sonne zu beobachten ist.

Totale Sonnenfinsternis
(Abstands- und Größenverhältnisse nicht maßstabstreu)
Animation der totalen Sonnenfinsternis von 2006; der kleine, dunkle Punkt ist der Kernschatten, der Halbschatten ist heller.

Geschichte[Bearbeiten]

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Aus Keilschriften geht hervor, dass den Babyloniern ab etwa 800 v. Chr. schon Finsterniszyklen mit der Sarosperiode (rund 18 Jahre) bekannt waren. Motiviert waren diese erstaunlichen Forschungen unter anderem dadurch, dass Sonnenfinsternisse in der Antike und bis in die frühe Neuzeit als Unheil bringende Zeichen göttlicher Mächte galten.

Bekannt ist etwa die von Herodot überlieferte Anekdote, wonach Thales von Milet für die Zeit eines Krieges zwischen den Medern und den Lydern eine Sonnenfinsternis vorausgesagt habe. Als diese tatsächlich eintrat, hätten die Gegner den Kampf erschreckt beendet und Frieden geschlossen. Dabei könnte es sich um die Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr. handeln, einige Argumente sprechen jedoch eher für die Sonnenfinsternis vom 16. März 581 v. Chr.[1]

Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für eine Sonnenfinsternis im August 310 v. Chr., die von der Flotte des Agathokles auf ihrem Feldzug gegen Karthago beobachtet wurde, sowie für eine Finsternis im April 136 v. Chr., die in Mesopotamien beobachtet wurde. Auch aus China sind entsprechende Finsternisbeobachtungen überliefert. Inwieweit antike Astronomen Sonnenfinsternisse tatsächlich vorhersagen konnten, ist in der Forschung umstritten; sicher ist aber, dass bereits den babylonischen Astronomen die Saros-Periode bekannt war. Der antike Mechanismus von Antikythera, ein Gebilde von Zahnrädern wahrscheinlich aus dem 2. oder 1. Jhd. v. Chr., kann als Kalendarium angesehen werden, das analogrechnend unter anderem auch die Vorhersage von Sonnen- und Mondfinsternissen erlaubte.

Die rund dreistündige Finsternis bei der Kreuzigung Jesu Christi, wie sie im Neuen Testament berichtet wird,[2] kann keine Sonnenfinsternis im hier behandelten Sinne gewesen sein. Denn alle vier Evangelien stimmen darin überein, dass Jesus am 14. oder 15. des jüdischen Monats Nisan gekreuzigt wurde; zu diesem Termin aber ist eine Sonnenfinsternis unmöglich, da im jüdischen Kalender um die Monatsmitte Vollmond ist, nicht der für eine Sonnenfinsternis erforderliche Neumond.

Die in der Antike begonnene wissenschaftliche Behandlung von Sonnenfinsternissen rückte erst mit der Etablierung des heliozentrischen Weltbildes durch Kopernikus und Kepler wieder in das Blickfeld der Forscher. Es war Edmond Halley, dem es gelang, die totale Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715 vorherzusagen und auch den Verlauf der Totalitätszone in Großbritannien anzugeben. Halley versuchte sich andererseits darin, seine Kenntnisse der Bahnbewegung von Sonne und Mond dazu zu nutzen, Finsternisse in der Vergangenheit zu erforschen. Dabei stieß er auf unerwartete Widersprüche; totale Sonnenfinsternisse, die tatsächlich im östlichen Mittelmeer beobachtet worden waren, hätten Halleys Berechnungen zufolge in Spanien stattfinden müssen. Es stellte sich heraus, dass dieser Widerspruch dadurch zu erklären war, dass die Rotationszeit der Erde nicht konstant ist, sondern sich die Erdumdrehungen zunehmend verlangsamen. Damit nimmt die Tageslänge pro Jahr durchschnittlich um rund 17 Mikrosekunden zu. Über die Jahrhunderte summiert sich dieser Effekt, sodass er für die Berechnung historischer Finsternisse berücksichtigt werden muss.

Totale Sonnenfinsternis vom 29. Juli 1878 (Zeichnung von Trouvelot, 1881)

Seit Mitte des 19. Jahrhunderts begannen die Astronomischen Gesellschaften einiger industrialisierter Nationen, Expeditionen in entferntere Erdteile zur Beobachtung von Sonnenfinsternissen zu organisieren. Dabei stand vor allem die Beobachtung der Korona im Zentrum des Interesses. Die totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919, wie sie auf der afrikanischen Insel Príncipe von einer Expedition unter Leitung von Arthur Stanley Eddington beobachtet werden konnte, gewann besondere Aufmerksamkeit im Zusammenhang mit der wenige Jahre zuvor von Albert Einstein entwickelten Relativitätstheorie, die unter anderem die Ablenkung des Lichts ferner Sterne durch das Gravitationsfeld der Sonne vorhersagte, – was durch die Beobachtungen bestätigt wurde.

Die Erwähnung einer Sonnenfinsternis in antiken Texten kann wichtige chronologische Fixpunkte liefern. So ist die Sonnenfinsternis vom 15. Juni 763 v. Chr. in der assyrischen Eponymenliste des Bur-Saggile (Statthalter von Guzana) verzeichnet, was ermöglicht, diese Liste in unserem Kalender zu verankern.

Sonnenfinsternis bei Neumond in den Positionen 0., 6., ...

Grundlagen einer Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Damit es zu einer Sonnenfinsternis kommt, müssen Sonne, Mond und Erde auf einer Linie stehen. Da die Mondbahn gegen die Ekliptikebene geneigt ist (um etwa 5°), tritt dies nicht jedes Mal zu Neumond ein, sondern nur, wenn der Mond sich dann auch nahe einem der zwei Schnittpunkte von Mondbahn und Ekliptikebene befindet. Bis wieder einer dieser beiden Mondknoten die Sonne passiert, braucht es ein halbes Finsternisjahr (173,31 Tage).

Der scheinbare Durchmesser des Mondes kann bei vielen zentralen Finsternissen – wenn also die Mitte der Mondscheibe über den Sonnenmittelpunkt zieht – hinreichen, die Sonne vollständig zu bedecken, so dass eine totale Sonnenfinsternis zu beobachten ist. Doch manchmal ist dann die Mondscheibe relativ zur Sonnenscheibe zu klein, so dass die Sonne um den Mond herum sichtbar bleibt als ringförmige Sonnenfinsternis. Denn die Entfernungen von Sonne und Mond zu Erde können verschiedene Verhältnisse bilden, da ja die Umlaufbahn der Erde um die Sonne wie auch die des Mondes um die Erde nicht kreisförmig ist, sondern elliptisch.

Geht über einen Beobachter beziehungsweise einen Ort auf der Erde nicht der Kernschatten des Mondes hinweg, aber sein Halbschatten, so wird von einer partiellen Sonnenfinsternis gesprochen. Diese ist regional bezogen häufiger zu beobachten als eine totale Sonnenfinsternis, weil die Spur des Kernschattens auf der Erdoberfläche nicht breit ist, äquatornah maximal weniger als 300 km.

Da Sonne, Mond und Erde keine punktförmigen Gebilde sind, können Sonnenfinsternisse auch noch in einem gewissen Abstand zum Mondknoten stattfinden, dem sogenannten Finsternis-Limit; beidseits knapp 17° gemessen als ekliptikaler Winkel beträgt dieser Bereich für Finsternisse, die durch den auf die Erde – bezogen als ganze – geworfenen Halbschatten des Mondes entstehen können. So kann gelegentlich – im Wechsel einer Reihe des Semesterzyklus von 8 bis 10 halben Jahren zur folgenden – nach einer partiellen Sonnenfinsternis schon etwa einen Monat später die nächste Sonnenfinsternis eintreten. Der Finsternisbereich für totale Sonnenfinsternisse jedoch hat nur eine Knotendistanz von rund ± 10,6° beziehungsweise beträgt etwa 22 Tage; so kann denn einer totalen nicht schon eine Lunation (durchschnittlich 29,53 Tage) später wieder eine Finsternis der Sonne folgen, wohl aber nach etwa einer halben Lunation eine Mondfinsternis.

Arten von Sonnenfinsternissen[Bearbeiten]

Bezogen auf die Erde als ganze und ihre Stellung im Raum werden Sonnenfinsternisse unterschieden nach Lage der Achse des Mondschattens in zentrale, bei denen diese durch die Erde geht, und in partielle, bei denen die Schattenachse an der Erde vorbeistreicht.

Eine Finsternis, bei der die Erde ausschließlich vom Halbschatten des Mondes erreicht wird, heißt in diesem Sinn eine partielle Sonnenfinsternis.[3] Solche Finsternisse treten in Gebieten in Nähe der beiden Erdpole auf.

Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man als zentrale Finsternisse. Bei diesen werden totale, ringförmige und hybride als drei Formen unterschieden danach, ob und wie der kegelförmige Kernschatten die Erdoberfläche erreicht.

Totale Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 beobachtet vom geostationären Satelliten MSG. Der Mondschatten liegt über der wolkenfreien Sahara.

Totale Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist von besonderem Interesse, weil man auch die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Für Sonnenphysiker besteht dabei Gelegenheit, die Sonnenkorona zu untersuchen.

Da der scheinbare Durchmesser des Mondes auch bei günstigster Konstellation den der Sonne nur unwesentlich übertrifft, ist die Totalitätszone relativ schmal. Im günstigsten Fall hat der Kernschatten einen Durchmesser von 273 Kilometern.[4] Die Dauer der Totalität an einem Ort wird außer von den Größenverhältnissen zwischen Sonne und Mond auch von der Bahngeschwindigkeit des Mondes und von der Geschwindigkeit der Erdrotation bestimmt. Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des Äquators am längsten, da dort die Erdoberfläche am schnellsten dem forteilenden Mondschatten nachläuft und auch eine geringere Entfernung zum Mond hat, womit der Kernschatten tendenziell größer ist. Die längste totale Sonnenfinsternis zwischen 1.999 v. Chr. und 3.000 n.Chr. findet mit 7:29 Minuten am 16. Juli 2186 statt.[5]

Ringförmige Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Ringförmige Sonnenfinsternis bei Kashima, Japan, 21. Mai 2012

Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne bei einer Finsternis sichtbar. Sie wird deshalb auch ringförmige, annulare oder Feuerkranz-Sonnenfinsternis genannt. Der Kernschatten des Mondes erreicht dabei nicht die Erdoberfläche. Eine Sonnenkorona ist dann nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird.

Eine ringförmige Phase kann länger dauern als eine totale Phase. Dies liegt daran, dass die bei einer ringförmigen Finsternis kleinere Mondscheibe einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis sie an der Sonnenscheibe vorbei ist. Zudem ist die Bahngeschwindigkeit des Mondes wegen seines größeren Abstandes von der Erde kleiner. Theoretisch kann die ringförmige Phase gegenwärtig etwa 12,5 Minuten erreichen.[6]

Hybride Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Bei einer hybriden Sonnenfinsternis – auch ringförmig-totale Finsternis genannt – ist der Kernschatten des Mondes nur am Anfang und zum Schluss (manchmal nur an einem von beiden) nicht bis zur Oberfläche der Erde hin reichend. In der Mitte seiner Bahn trifft er aber auf die kugelförmige Erdoberfläche. Eine hybride Sonnenfinsternis beginnt und endet somit (meistens) als ringförmige Finsternis. Dazwischen ist sie total. Am Ort des Übergangs sind beide Phasen je für einen winzigen Augenblick beobachtbar. Die Totalität dauert überhaupt nur wenige Sekunden.

Diese Form der Sonnenfinsternis ist selten und macht in langjährigen Aufstellungen (Canon oder Kanon) nur ca. 1 % aller Fälle aus. Ein Beispiel ist die Finsternis vom 8. April 2005. Im Maximum war die Totalitätszone im östlichen Pazifik vor Costa Rica und Panama nur 27 Kilometer breit, die Totalitätsdauer betrug nur 42 Sekunden. Die letzte derartige Finsternis fand am 3. November 2013 statt.

Partielle Sonnenfinsternis nach Sonnenaufgang am 4. Januar 2011, Fotomontage des Verlaufs zwischen Anfang etwa bei Sonnenaufgang und etwa der Finsternismitte

Partielle Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

In einem astronomischen Kanon der Sonnenfinsternisse[3] werden nur partielle Sonnenfinsternisse, die in den polaren Gebieten der Erde auftreten, als solche bezeichnet.

Die meisten Beobachter einer zentralen Finsternis befinden sich seitlich außerhalb des zentralen Streifens. Die wesentlich breiteren Seitenstreifen liegen nur im Halbschatten des Mondes und Beobachter sehen dort nur eine partiell verfinsterte Sonne. Auch die Beobachter einer totalen Sonnenfinsternis im zentralen Streifen erleben vor und nach der Totalität während längerer Zeit nur den Halbschatten. Begrifflich muss also die auf die Erde bezogene partielle Finsternis abgesetzt werden von einer nach Ort und Zeit auf bestimmte Regionen bezogenen Beobachtung einer partiell verfinsterten Sonne.

Der durch eine partielle Verfinsterung der Sonne verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad deutlich wahrnehmbar.

Kennwerte einer Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

vier „Kontakte“ bei einer zentralen Finsternis; Maximum zwischen 2. und 3. Kontakt

Die quantitative Kennzeichnung ist vor allem bei zentralen Finsternissen sehr ausgeprägt. Man verwendet zu diesem Zweck mehrere verschiedene Kenngrößen.

Kontakte[Bearbeiten]

Neben dem Moment des Maximums hat jede Sonnenfinsternis an jedem Beobachtungsort vier weitere charakteristische Momente, die vier Kontakte.

  1. Der Neumond berührt die Sonne scheinbar beim 1. Kontakt. Danach beginnt die partielle Phase.
  2. Beim 2. Kontakt beginnt die totale oder die ringförmige Phase,
  3. die beim 3. Kontakt beendet ist und wieder zur partiellen Phase wechselt.
  4. Beim 4. Kontakt berühren sich Neumond und Sonne wieder nur von außen, danach ist die Finsternis beendet.
Größe einer partiellen Sonnenfinsternis

In einschlägigen Tabellenwerken wird die Zeit jedes Kontaktes angegeben. Oft ist die Richtung der relativen Bewegung zwischen Mond und Sonne, zum Beispiel bezüglich des Horizontes, vermerkt. Für den Moment des Maximums wird noch der Höhenwinkel der Sonne angegeben.

Bedeckungsgrad und Größe[Bearbeiten]

Hauptartikel: Größe einer Sonnenfinsternis

Sowohl für die partiellen als auch für die verschiedenen totalen Phasen lässt sich das Ausmaß der Verfinsterung durch den Bedeckungsgrad oder durch die Größe beschreiben. Das gilt auch bei „rein“ partiellen Finsternissen.

  • Der Bedeckungsgrad ist das Verhältnis zwischen der vom Mond bedeckten und der gesamten Fläche der Sonnenscheibe, die Angabe erfolgt in Prozent. Bei einer totalen Finsternis erreicht der Bedeckungsgrad überall innerhalb der Totalitätszone das Maximum von 100 %, bei einer ringförmigen bleibt der Wert kleiner als 100%.
  • Die Größe (auch Magnitude) ist nach der üblichen Definition bei einer partiellen Finsternis der Anteil des vom Mond bedeckten Sonnendurchmessers (Wert kleiner als 1). Bei einer totalen oder einer ringförmigen Finsternis ist die Größe das Verhältnis zwischen Mond- und Sonnendurchmesser. Der Wert ist etwas größer als 1 (total) beziehungsweise knapp kleiner als 1 (ringförmig). Eine alternative, im Hauptartikel Größe einer Sonnenfinsternis genannte Definition ist einheitlich, das heißt bei allen Arten von Finsternissen anwendbar.

Während des Verlaufs einer Finsternis nehmen Bedeckungsgrad und Größe langsam zu, erreichen Maximalwerte und nehmen wieder ab. In einschlägigen Tabellenwerken werden außer den generellen Maximalwerten auch die an einem Beobachtungsort maximal erreichbaren Werte angegeben.

Gamma-Wert einer zentralen totalen Sonnenfinsternis

Gamma-Wert[Bearbeiten]

Hauptartikel: Gamma-Wert einer Sonnenfinsternis

Der Gamma-Wert (Formelzeichen: γ) stellt bei einer Sonnenfinsternis den geringsten Abstand der Schattenachse des Mondes vom Erdmittelpunkt in Einheiten des Äquatorradius dar. Damit wird annähernd angegeben, in welchen Breiten der Erde die Finsternis stattfindet.

Der Wert ist positiv oder negativ, abhängig davon, ob die Schattenachse den Erdmittelpunkt (nicht den Äquator) nördlich oder südlich passiert.

  • Wenn Gamma etwa zwischen -1 und +1 liegt, gibt es eine zentrale Finsternis.
  • Bei einer partiellen Sonnenfinsternis liegt der Betrag von Gamma etwa zwischen 1 und 1,55.

In der Abbildung veranschaulicht die rote Linie den Gamma-Wert von etwa +0,75. Trotz dieses relativ hohen Betrags trifft die Schattenachse die Erdoberfläche nicht weit entfernt vom Äquator, denn die Erdachse ist stark gegen die rote Linie geneigt (Winter).

Ort und Art einer Finsternis[Bearbeiten]

Die folgende Tabelle zeigt beispielsweise alle Sonnenfinsternisse zwischen April 2311 und März 2315. Neun (-4 bis +4) in einem Zeitraum von etwa vier Jahren stattfindende Finsternisse bilden den natürlichen Semester-Zyklus.[7] Sie folgen sich in etwa 177 Tagen (sechs Lunationen). Für die mittlere dieser neun Finsternisse ist neben der Tabelle eine Grafik angeordnet.

Sonnenfinsternis am 27. März 2313
Finsternis-Kanon von April 2311 bis März 2315 [8]
Nummer Breite Typ Datum Typ Breite Gamma Größe
−4 19. April 2311 P 71° Nord  1,41 0,25
 ve1 69° Süd P (19. Mai 2311)
−3 13. Oktober 2311 P 72° Süd −1,38 0,30
 ve2 70° Nord P (11. November 2311)
−2 7. April 2312 A 51° Nord  0,72 0,93
−1 1. Oktober 2312 T 44° Süd −0,68 1,06
 0 27. März 2313 A 2,6° Nord −,001 0,95
 1 21. September 2313 T 3,0° Nord  0,04 1,02
 2 17. März 2314 A 55° Süd −0,72 0,99
 3 10. September 2314 A 57° Nord  0,82 0,97
 na 70° Nord P (5. Februar 2315)
 4 6. März 2315 P 72° Süd −1,37 0,32

Die Himmels-Bilder einer solchen Finsternis-Reihe sind relativ zueinander und relativ zu den beiden übereinander gezeichneten Mondknoten in unten stehender Grafik enthalten. Die mittlere Finsternis findet (theoretisch) genau im (absteigenden) Knoten statt: Gamma = 0. Wenn zudem noch Tag-Nacht-Gleiche ist, liegt ihr Maximum auf dem Äquator. Die nachfolgenden (+) beziehungsweise vorangehenden (−) Finsternisse finden im Wechsel nach beziehungsweise vor der Knotenpassage statt. Je größer die Knotendistanz ist, umso größer ist ihr Abstand vom Äquator. Zunächst erscheinen sie noch als zentrale Finsternisse (1 und 2). Wird die Mond-Parallaxe beziehungsweise das Finsternislimit für zentrale Finsternisse überschritten, handelt es sich nur noch um partielle Finsternisse (3 und 4), die von den Polkappen aus beobachtbar sind. Anschließend wird auch das Finsternislimit für partielle Finsternisse überschritten, der Semester-Zyklus endet. Vor seinem Ende hat aber bereits der nächste Zyklus auf der anderen Seite des Knotens begonnen (na), und erst nach seinem Anfang hatte der vorangehende Zyklus geendet (ve).

Semester-Zyklus aus neun Finsternissen (-4 bis +4)

Abweichungen zwischen Tabelle und Grafik sind „natürlich“, denn eine solch allgemein gültige Grafik lässt sich nur mit Mittelwerten der zu Grunde liegenden streuenden astronomischen Größen erstellen.

Örtlicher Verlauf einer Finsternis[Bearbeiten]

Sonnenfinsternis zum Frühlings-Äquinoktium
(Maximum auf dem Äquator)
Sonnenfinsternis zur Winter-Sonnenwende
(Maximum auf einem Wendekreis)

Bei der Berechnung einer Finsternis geht es im Wesentlichen um die Ermittlung der globalen Sichtbarkeitsbereiche und Größen der Finsternis sowie der lokalen Kontaktzeiten unter Berücksichtigung der scheinbaren Sonnen- und Mondgrößen. Primär ist die Schnittkurve des Mondschattenkegels mit der Erdoberfläche zu bestimmen. Diese anspruchsvolle Aufgabe wird mit Hilfe der von Friedrich Wilhelm Bessel entwickelten Methode gelöst.

Für seltene Fälle lassen sich aber auf einfache Weise Richtung und Geschwindigkeit der Schattenbahn für den Moment des Maximums angeben. In den beiden Abbildungen sind Finsternisse mit Gamma ungefähr Null ausgewählt. Das Verhältnis zwischen der Geschwindigkeit des Mondschattens und der Rotationsgeschwindigkeit der Erde am Äquator ist näherungsweise mit 2:1[9] angenommen (schwarze Pfeile). Die vektorielle Addition ergibt die Richtung und die Geschwindigkeit der Schattenbahn des Mondes am Ort der maximalen Finsternis relativ zur Erdoberfläche (rote Pfeile). Die Ergebnisse bestätigen die von der NASA vorgegebenen Richtungen (blaue Linien) an diesen Orten. Der Ort der maximalen Finsternis befindet sich im zweiten Beispiel auf dem südlichen Wendekreis. Dort ist die Umfangsgeschwindigkeit an der Erdoberfläche kleiner als am Äquator (Faktor = cos 23,44° ≈ 0,92).

Zugehörigkeit zu einem Finsternis-Zyklus[Bearbeiten]

Hauptartikel: Finsterniszyklen, Saros-Zyklus, Inexzyklus

In einem Kanon der Finsternisse[10] werden alle Finsternisse nacheinander aufgelistet. Im Mittel folgen neun Finsternisse aufeinander im Abstand von sechs Lunationen und bilden so den Semester-Zyklus. Der vorherige und der nachfolgende Semester-Zyklus haben entweder einen Abstand von fünf Lunationen oder sie überschneiden Anfang bzw. Ende des betrachteten. Selten sind dabei Semester-Zyklen über zwei Finsternisse verschachtelt. Durch besondere Auswahl von Ereignissen lassen sich Finsterniszyklen mit noch höherer Zahl an Finsternissen bei größerem zeitlichem Abstand angeben, wobei sich die jeweiligen Finsternisereignisse in solchen Zyklen umso mehr ähneln, je länger deren Periode wird. Ein besonderer Zyklus ist der Saroszyklus; die Finsternisse eines solchen Zyklus sind sich überaus ähnlich, da Erde und Mond sich jeweils auf nahezu der gleichen Stelle ihrer Umlaufbahn befinden.

Phänomene während einer totalen Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Eine totale Sonnenfinsternis zählt zu den eindrucksvollsten Naturerscheinungen. Beobachten lassen sich mehrere faszinierende Phänomene.

Helligkeits-Änderung[Bearbeiten]

Helligkeitsänderung während einer Sonnenfinsternis

Die Beleuchtungsstärke nimmt auf etwa 1/10.000 bis 1/100.000 der normalen Sonnenscheinhelligkeit ab. Das ist etwa die 50- bis nur 5-fache Helligkeit einer Vollmondnacht. Der Tag wird also fast zur Nacht. Die empfundene Helligkeitsänderung ist dabei in den etwa zehn Sekunden vor und nach der Totalität am dramatischsten (die messbare Helligkeit ändert sich dagegen bei halber Bedeckung während der partiellen Phase am schnellsten). Die empfundene Helligkeit lässt sich durch den Logarithmus der tatsächlichen Helligkeit angenähert darstellen (Weber-Fechner-Gesetz).

Lichtveränderung[Bearbeiten]

Lichtkringel durch das Blätterwerk eines Baumes

Schon während der partiellen Phase nimmt das Licht eine unnatürliche bleifarbene Tönung an. Schatten werden konturreicher, und im Schatten von Bäumen und Sträuchern bilden sich durch den sogenannten „Lochblenden-Effekt“ (Camera obscura) hundertfach Sonnensichelchen und Lichtkringel auf dem Boden. Bei erreichter Totalität ist der Horizont orangegelb bis rötlich gefärbt, während der Kernschatten den Himmel in Zenitnähe tief dunkelblau erscheinen lässt.

Fliegende Schatten[Bearbeiten]

Fliegende Schatten

Bei schmaler Sonnensichel – etwa je eine Minute vor dem 2. Kontakt und nach dem 3. Kontakt – können fliegende Schatten auftreten. Es handelt sich dabei um ein Szintillations-Phänomen. Die Erde wird aufgrund von Brechungs-Unterschieden in der Luft nicht gleichmäßig beleuchtet, so dass sich bei einer sehr schmalen Sonnensichel auf dem Boden erkennbare Streifenmuster bilden, die sich analog zur Bewegung in der Luft bewegen. Bei einer breiten Sonnensichel oder außerhalb einer Finsternis sinkt der Kontrast durch Überlagerung unterschiedlicher Phasen unter die Wahrnehmungs- und Nachweisgrenze. Der Begriff fliegende Schatten ist also sachlich nicht ganz richtig, auch nicht der englische Begriff shadow bands.

Diamantring- oder Perlschnur-Effekt[Bearbeiten]

Diamantringeffekt bei der Finsternis am 29. März 2006

In den Momenten des 2. und 3. Kontaktes scheinen die letzten beziehungsweise die ersten Sonnenstrahlen durch die Täler der gebirgigen Mond-Silhouette und verursachen den Eindruck eines Diamantrings oder einer Perlschnur. Im Englischen heißt dieser Effekt Bailey's beads.

Sonnen-Korona und Protuberanzen[Bearbeiten]

Zwischen 2. und 3. Kontakt leuchtet die Sonnen-Korona um die dunkle Mondscheibe. Je nach Sonnenaktivität erscheint die Form der Korona eher gleichmäßig (Maximum) oder länglich (Minimum). Über dem Mondrand können während der totalen Phase auch rötliche Protuberanzen gesehen werden.

Bei der Beobachtung einer ringförmigen Sonnenfinsternis bleibt die Sichtbarkeit der Sonnenkorona aus. Das Perlschnurphänomen kann aber beim 2. und 3. Kontakt gesehen werden.

Sonnen-Korona bei der Finsternis am 11. August 1999

Die wissenschaftliche Beobachtung der Sonne erstreckt sich von der Photosphäre (kurz vor dem 2. Kontakt und kurz und nach dem 3.Kontakt), über die schmale Chromosphäre (in den Momenten des 2. und 3. Kontaktes) bis zur ausgedehnten Korona und den Protuberanzen (zwischen 2. und 3. Kontakt).

Sichtbarkeit von Planeten und Sternen[Bearbeiten]

Um die verfinsterte Sonne herum können die hellsten Planeten und Fixsterne gesehen werden.

Temperaturabfall[Bearbeiten]

Oft fällt die Temperatur während einer totalen Sonnenfinsternis um mehrere Grad. Auch Tiere und Pflanzen reagieren auf die Dunkelheit und den Temperaturabfall. Vögel verstummen und nahezu alle tagaktiven Tiere suchen ihre Verstecke auf, während Fledermäuse und andere nachtaktive Tiere ihre Verstecke verlassen. Blumen schließen ihre Blüten.

Betrachtung einer Sonnenfinsternis[Bearbeiten]

Bei der Beobachtung einer Sonnenfinsternis und generell bei der Sonnenbeobachtung ist große Vorsicht geboten. Man darf niemals mit bloßem Auge oder mit einem ungefilterten Fernglas oder Teleskop direkt in die Sonne schauen. Gravierende Augenschäden bis zur Erblindung könnten die Folge sein. Für die Beobachtung mit bloßem Auge sind Sonnenfinsternisbrillen erforderlich. Nur während der kurzen Zeit der Totalität können die Sonnenfinsternisbrillen abgenommen und die Sonnenfilter von optischen Geräten entfernt werden. Eine ringförmige oder partielle Finsternis muss durchgehend mit Filtern oder Brille beobachtet werden.

Die Streifen aller totalen Sonnenfinsternisse in tausend Jahren bedecken noch nicht die gesamte Erdoberfläche.


Häufigkeit von Sonnenfinsternissen an einem bestimmten Ort[Bearbeiten]

Im Schnitt kann nur etwa alle 375 Jahre über einem bestimmten Ort mit einer totalen Sonnenfinsternis gerechnet werden. Zählt man die ringförmigen hinzu, sind es 140 Jahre.[11] Grund dafür ist, dass der Streifen, in dem eine zentrale Sonnenfinsternis (total und ringförmig) stattfindet, sehr schmal ist. In der Schweiz fand die letzte totale Sonnenfinsternis am 22. Mai 1724 statt. In Österreich gab es zwischen dem 8. Juli 1842 und in Deutschland zwischen dem 19. August 1887 und dem 11. August 1999 keine totale Finsternis. Deutschland, die Schweiz und Österreich werden erst wieder am 3. September 2081 von einer totalen Finsternis getroffen.

Abweichend von der oben erwähnten durchschnittlichen Häufigkeit von totalen und ringförmigen Sonnenfinsternissen ist es durchaus möglich, dass Orte wesentlich kürzer auf eine zentrale Sonnenfinsternis warten müssen. So waren zum Beispiel in einem Gebiet östlich von Ankara (Türkei) die totale Finsternis vom 11. August 1999 und die vom 29. März 2006 innerhalb von nur sieben Jahren zu sehen. Noch kürzer, nämlich nur 18 Monate, mussten die Bewohner von Angola warten: totale Finsternisse am 21. Juni 2001 und am 4. Dezember 2002. Auch der Schweiz, Teilen Süddeutschlands und Teilen Österreichs steht ein so kurzes Intervall bevor: totale Finsternis am 3. September 2081, ringförmige Finsternis am 27. Februar 2082 gegen Abend.

Andererseits gibt es Orte, in denen über einen Zeitraum von mehr als vier Jahrtausenden keine totale Sonnenfinsternis eintritt.[12]

Sonnenfinsternisse und Raumfahrt[Bearbeiten]

Der Mondschatten auf der Erde während der Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 von der ISS aus gesehen.

Vor der Raumfahrt waren die Sonnenphysiker auf die raren Sonnenfinsternisse zur Untersuchung der meisten Eigenschaften der Sonne angewiesen. Im Weltraum ist es relativ einfach, jederzeit eine „Sonnenfinsternis“ zu simulieren. Die Sonnenscheibe wird durch eine passend große Blende in entsprechendem Abstand abgedeckt, um beispielsweise die Korona zu fotografieren und zu untersuchen. Dies ist auf der Erde wegen des Streulichts der Erdatmosphäre nicht möglich. Allerdings kann dabei die innere Korona wegen zu großer Helligkeit nicht untersucht werden, was bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde möglich ist.[13] Solche Simulationen werden beispielsweise mit dem Beobachtungsinstrument LASCO an Bord der Raumsonde SOHO vorgenommen.

Die Raumfahrt spielt aber auch eine Rolle bei der Verfolgung einer Sonnenfinsternis auf der Erde. Die erste dokumentierte Beobachtung einer irdischen Sonnenfinsternis aus dem All stammt von Gemini 12: totale Sonnenfinsternis am 12. November 1966. Aufnahmen des sich über die Erde bewegenden Schattens wurden auch von der Mir gemacht, die Bilder vom 11. August 1999 gehören zu den letzten Aufnahmen vor der Ausmusterung der Station.[14] Während der totalen Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 kam die Internationale Raumstation (ISS) dem Kernschatten des Mondes nahe, wobei einige Aufnahmen entstanden. Umgekehrt sah man von einigen Erd-Orten aus die ISS vor der teilweise verfinsterten Sonne vorbeiziehen.[15]

Aktuelle Sonnenfinsternisse[Bearbeiten]

Die letzte totale Sonnenfinsternis war die vom 13. November 2012, am 3. November 2013 gab es eine hybride Sonnenfinsternis.

Die nächste totale Sonnenfinsternis findet am 20. März 2015 statt.

Daten aller Sonnenfinsternisse des 20. und 21. Jahrhunderts sind in den Listen von Sonnenfinsternissen angegeben.

Historisch bedeutsame Sonnenfinsternisse[Bearbeiten]

Die Finsternis vom 11. August 1999 in einer Filmaufnahme aus Gmunden

Die folgenden Sonnenfinsternisse haben besondere wissenschaftliche oder sonstige historische Bedeutung erlangt.

  • Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr.: Diese Finsternis könnte von Thales von Milet vorhergesagt worden sein; somit wäre sie die erste gewesen, für die Ort und Zeitpunkt vorhergesagt wurde. Außerdem ist für diese Finsternis überliefert, sie sei der Anlass für das Ende des Krieges zwischen den Lydern und den Medern gewesen.
  • 3. Mai 1715: Die Schattenbahn dieser Sonnenfinsternis über Südengland wurde von Edmond Halley vorhergesagt und die Finsternis war damit vermutlich die erste, für die eine solche Berechnung versucht wurde.[16]
  • 8. Juli 1842: Diese totale Finsternis ist vor allem wegen der sehr emotionalen Schilderung von Adalbert Stifter bekannt.[17]
  • 29. Mai 1919: Während dieser Finsternis wurde die von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorausgesagte gravitative Ablenkung des Lichts überprüft und bestätigt.
  • 11. August 1999: Die letzte totale Sonnenfinsternis des zweiten Jahrtausends war zugleich die Sonnenfinsternis, die von mehr Menschen beobachtet wurde als jede andere Sonnenfinsternis der Weltgeschichte.[18]

Sonnenfinsternisse bei anderen Planeten[Bearbeiten]

Sonnenverfinsterung durch Saturn, 2006 von der Raumsonde Cassini aufgenommen

Finsternisse sind kein alleiniges Merkmal des Erde-Mond-Systems, sondern treten bei allen Planeten mit Monden auf, sowohl als Sonnenfinsternisse wie auch als Mondfinsternisse. Auf keinem anderen Planeten unseres Sonnensystems aber ist die Konstellation so gegeben wie auf der Erde, wo die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond fast gleich groß sind.[19]

Am interessantesten sind die Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter, die von dessen vier großen Monden hervorgerufen werden. Da sich diese nahezu in der Bahnebene des Jupiters um die Sonne befinden, sind Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter fast alltäglich. Der Schatten, den diese Monde auf ihren Planeten werfen, kann bereits mit kleineren Teleskopen beobachtet werden.[19]

Bei den weiteren äußeren Planeten sind Sonnenfinsternisse schwer zu beobachten und auch sehr selten, da deren Äquatorebene, in der die Monde umlaufen, zur Bahnebene des Planeten stark geneigt ist und die Umlaufzeiten um die Sonne sehr lang sind. Die Finsternisse, die die beiden kleinen Monde des Mars verursachen, kann man eher als Transit bezeichnen, sie verursachen auf dem Mars keinen messbaren Helligkeitsabfall.[19]

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Rudolf Kippenhahn, Wolfram Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Die Jahrhundertfinsternis, DVA, Stuttgart, 1999, ISBN 3-421-02775-7 (mit CD-ROM: Die Sonne - der Stern von dem wir leben).
  • Andreas Walker: Sonnenfinsternisse und andere faszinierende Erscheinungen am Himmel, Birkhäuser, Basel, 1999, ISBN 3-7643-6024-0.
  • J. P. McEvoy: Sonnenfinsternis. Die Geschichte eines Aufsehen erregenden Phänomens. Berlin-Verlag, Berlin 2001, ISBN 3-8270-0372-5
  • H. Mucke, J. Meeus: Canon der Sonnenfinsternisse -2003 bis +2526, Astronomisches Büro, Wien, 2. Auflage, 1999 [3]
  • Richard F. Stephenson: Historical eclipses and earth's rotation. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-46194-4.
  • John M. Steele: Observations and predictions of eclipse times by early astronomers. Kluwer Acad. Publ., Dordrecht 2000, ISBN 0-7923-6298-5.

Weblinks[Bearbeiten]

 Wiktionary: Sonnenfinsternis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Sonnenfinsternis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Allgemein

Zusammenstellungen und Berechnung

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Panchenko, D.: Thales's Prediction of a Solar Eclipse, Journal for the History of Astronomy XXV (1994)
  2. Lukas 23,44-45, Matthäus 27,45 und Markus 15,33. Das Johannesevangelium erwähnt ein solches Ereignis nicht.
  3. a b H. Mucke, J. Meeus: Canon der Sonnenfinsternisse -2003 bis +2526, Astronomisches Büro, Wien, 2. Auflage, 1999 [1] oder Canon der Finsternisse von Theodor Oppolzer, 1887
  4. Hans-Ulrich Keller: Kompendium der Astronomie. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, Seite 103–109, siehe Literatur
  5. Aus Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000
  6. J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels IV. Willmann-Bell, Richmond 2007, ISBN 0-943396-87-5, Kap. 8
  7. Alle anderen Finsterniszyklen sind durch Auswahl gewonnene Zyklen. Je mehr Finsternisse übersprungen werden, umso leichter lassen sich immer längere Reihen bilden, in denen die Änderung der Knotendistanz von Finsternis zu Finsternis immer geringer ist.
  8. Aus Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000
  9. etwa 3400 km/h zu 1700 km/h; [2], 6. Der Verlauf einer totalen Sonnenfinsternis
  10. zum Beispiel: Theodor Oppolzer, Canon der Finsternisse, Denkschriften der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften mathematisch naturwissenschaftlicher Classe, L II.Bd., Wien 1887
  11. J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 1997, S. 88ff. ISBN
  12. J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, S. 98ff. ISBN
  13. Jay M. Pasachoff: Finsternisforscher hoffen auf freie Sicht. Spiegel-Online vom 29. März 2006
  14. Looking Back on an Eclipsed EarthAstronomy Picture of the Day vom 30. August 1999 (englisch).
  15. astronomie.info: Zwei gleichzeitige Verfinsterungen − Der Mond und die Raumstation ISS vor der Sonne
  16. J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 120
  17. Adalbert Stifter: Die Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842.
  18. J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 197
  19. a b c Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 196–204
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