Mondfinsternis

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Zur gleichnamigen Erzählung von Friedrich Dürrenmatt siehe Mondfinsternis (Dürrenmatt).
Montage von Bildern der totalen Kernschattenfinsternis 28. August 2007 (rechts länger belichtete Aufnahmen)
Schema des Verlaufs der totalen Kernschattenfinsternis 28. August 2007 im Stundenabstand
Kern- und Halbschatten der Erde
(Zeichnung nicht maßstabsgetreu)

Bei einer Mondfinsternis wird der Mond nicht mehr voll von der Sonne bestrahlt, da er durch den Schatten der Erde läuft, die zwischen Mond und Sonne steht. Dieses astronomische Ereignis tritt allein um die Vollmondphase ein und dann nur, falls der Vollmond einem der beiden Mondknoten so nahe ist, dass sich eine durch Mond, Erde und Sonne gehende Linie ergibt. Zwischen zwei Mondfinsternissen vergehen mehrheitlich sechs Mondumläufe.

Mit bloßem Auge deutlich wahrzunehmen ist ein Ereignis, bei dem die Scheibe des Mondes ganz (total) oder teilweise (partiell) durch den Kernschatten der Erde verdunkelt wird. Mit Mondfinsternis ist umgangssprachlich oft eine solche Kernschattenfinsternis gemeint. In der Astronomie werden aber auch die wenig auffälligen Mondfinsternisse, bei denen der Mond lediglich in den Halbschatten eintaucht, mitgezählt. Auch bei ihnen wird zwischen totalen und partiellen Finsternissen unterschieden.

Das Eintreten eines Monds in den Schatten eines Planeten wird Immersion genannt.

Grundlagen[Bearbeiten]

Entstehung von Mondfinsternissen[Bearbeiten]

Schema der Konstellationen für Mondfinsternisse und Sonnenfinsternisse (Erdbahn als großer Kreis, Mondbahn als kleine Kreise).
Bei den Mondstellungen 1 und 4 kann eine Mondfinsternis entstehen, bei 2 und 3 eine Sonnenfinsternis.
(Abstände und Größen nicht maßstäblich, Neigung der Mondbahn vergrößert gezeigt)

Bei Vollmond steht der Mond in Opposition zur Sonne. Er befindet sich dabei zumeist nicht in der Ebene der Erdumlaufbahn (Ekliptik), da die Ebene seiner Umlaufbahn geringfügig gegen die Ekliptik geneigt ist (um etwa 5°). Nur wenn der Vollmond einem der beiden Schnittpunkte von Ekliptikebene und Mondbahn, Knoten genannt, hinreichend nahe ist, ereignet sich eine Mondfinsternis. Beim darauf folgenden Vollmond ist der Abstand zum Knoten meistens zu groß, beziehungsweise durchläuft der Mond den Knoten, wenn die Knotenlinie (als die Verbindung zwischen den beiden Knoten) nicht mehr auf die Sonne gerichtet ist. Somit findet dann keine Finsternis statt. Beim sechsten Vollmond in Folge hält sich der Mond jedoch wieder recht nahe einem Knoten auf, diesmal dem anderen, und eine Finsternis ist möglich, sofern ein maximaler Knotenabstand (Finsternis-Limit) nicht überschritten wird.

Nach den sechs Lunationen, die mit etwa 177 Tagen etwas weniger als ein halbes Jahr dauern, hat die Erde noch nicht die Hälfte ihrer Bahn (oder 180°) absolviert. Auch der Gegenknoten liegt nach dieser Zeit nicht genau gegenüber der Ausgangsstellung, denn die Knotenlinie hat sich leicht gegenläufig gedreht und zeigt schon nach etwa 173 Tagen (ein halbes Finsternisjahr) wieder zur Sonne.

Bezogen auf die Knotenpassage ist der Vollmond mithin nach sechs Mondphasenzyklen um etwa vier Tage verspätet, und der Knotenabstand hat sich um einen Betrag von etwa 4° (auf der Ekliptik gemessen) verändert. Wenn die Distanz gemessen zum Knotenpunkt größer als ungefähr 4,7° geworden ist, befindet sich der Mond nicht mehr total innerhalb des Kernschattens, es kann aber zu einer partiellen Kernschattenfinsternis kommen. Über etwa 10,6° Knotendistanz läuft der Mond nicht mehr durch den Kernschatten und es sind nur noch Halbschattenfinsternisse möglich, jenseits von etwa 16,7° befindet er sich auch außerhalb des Halbschattens. Mit einer unauffälligen Finsternis durch den Halbschatten hört somit ein solcher Zyklus von knapp halbjährlich einander folgenden Finsternissen auf und ein Semester-Zyklus – mit der Finsternisperiode von etwa 177 Tagen der Basis-Zyklus aller Finsterniszyklen – ist beendet (siehe Abbildung unten). Manchmal aber lag gegen Ende eines Semesterzyklus – wie in der Abbildung dargestellt – schon der um eine Lunation frühere Vollmond innerhalb des (westlichen) Finsternis-Limits, und ein neuer Semesterzyklus hatte bereits begonnen. Dessen nächste Finsternis findet dann fünf Lunationen nach der letzten Finsternis des vorherigen Zyklus statt.

Bei den ersten Finsternissen eines Zyklus nähert sich der Vollmond dem Knoten sukzessive, erreicht den kleinsten Abstand (als auffälligstes Ereignis) und entfernt sich wieder, bis das östliche Finsternis-Limit überschritten und der Zyklus zu Ende ist. Durchschnittlich enthält ein Semesterzyklus etwa 9 Mondfinsternisse und dauert rund 4,5 Jahre, wobei er sich mit anderen Semesterzyklen überschneiden kann. Mehr als die Hälfte der Ereignisse ist auffällig, zu Anfang und Ende eines Zyklus finden unauffällige Halbschattenfinsternisse statt.

Semester-Zyklus aus neun Mondfinsternissen (−4 bis +4)

Sichtbarkeit[Bearbeiten]

Im Unterschied zur Sonnenfinsternis ist eine Mondfinsternis von jedem Ort auf der Nachtseite der Erde aus zu sehen und bietet – abgesehen von der relativen Lage zum Horizont – auch überall den gleichen Anblick. Lokal gesehen, auf einen festen Ort bezogen, ist daher eine Mondfinsternis weitaus häufiger zu beobachten als eine Sonnenfinsternis. Global betrachtet, auf die Erdkugel als ganze bezogen, kommen Sonnenfinsternisse allerdings häufiger vor als die auffälligen Mondfinsternisse im Kernschatten der Erde.

Selbst bei einer totalen Mondfinsternis ist jedoch der genaue Zeitpunkt des Eintritts in den Kernschatten bzw. des Austritts mit einer irdischen Perspektive nicht exakt anzugeben. Nicht nur ist der Kernschattenrand unscharf und vom angrenzenden Halbschatten nicht leicht abzugrenzen, ein verbleibender feiner Randstreifen im Halbschatten wäre mit bloßem Auge von der Erde aus auch ebenso wenig wahrzunehmen wie beispielsweise eine sehr feine Mondsichel nicht zu sehen ist.

Schwierigkeiten der Vorausberechnung[Bearbeiten]

Die Voraussage von Finsternisterminen gehört zu den schwierigeren astronomischen Aufgaben, da bei der Bahnbestimmung der Himmelskörper Erde und Mond zahlreiche Einflüsse zu berücksichtigen sind, die periodisch schwanken oder sich in langen Zeiträumen verändern und sich als Bahnstörungen auswirken. Wegen der gegenseitigen Beeinflussung der Körper ist eine algebraisch exakte Lösung für dieses Mehr-Körper-Problem nicht möglich (siehe Gleichungen 5. Grades), sondern nur eine Approximation durch numerische Verfahren der Modellierung. Inwieweit diese Annäherungen zutreffen, kann anhand von Beobachtungsdaten bestätigt beziehungsweise verbessert werden.

Der Schattenwurf der Erde stimmt zudem nicht genau mit dem geometrischen Modell überein, da die Sonne auch außerhalb ihrer als „Sonnenscheibe“ erscheinenden Photosphäre eine gewisse veränderliche Helligkeit hat (siehe Sonnenkorona und Protuberanz). Auch die Brechung des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre wird bei der Berechnung vernachlässigt.

Arten von Mondfinsternissen[Bearbeiten]

Arten von Mondfinsternissen
und ihre hypothetische relative Häufigkeit, wenn Mondbahn und Erdbahn kreisförmig wären, bei Halbschattenradius = 4,65 r
und Kernschattenradius = 2,65 r.
(r = Mondradius)
Totale Kernschattenfinsternis
28. August 2007
Partielle Kernschattenfinsternis
16. August 2008

Nach der Tiefe des Eintauchens in den Erdschatten in der Phase der größten Verdunkelung des Mondes werden Kernschattenfinsternisse von Halbschattenfinsternissen unterschieden und dabei jeweils totale von partiellen.

Totale Kernschattenfinsternis[Bearbeiten]

Bei der totalen Kernschattenfinsternis, auch totale Mondfinsternis genannt, tritt der Mond im Verlauf der Finsternis vollständig in den Kernschatten der Erde ein. Da durch die Erdatmosphäre Sonnenlicht in den Schattenkegel hinein gebrochen wird, vor allem langwellige rote Anteile, bleibt der Mond, selbst bei seinem Gang durch den Kernschatten der Erde, noch schwach sichtbar als sogenannter Blutmond. Die maximal mögliche Dauer einer totalen Mondfinsternis beträgt etwa 106 Minuten.[1]

Partielle Kernschattenfinsternis[Bearbeiten]

Nur ein Teil des Mondes taucht in den Kernschatten der Erde ein, der Rest befindet sich weiterhin im Halbschatten. Dabei wird der Rand des von der Erde geworfenen Schattens auf der Mondoberfläche abgebildet und als Kreisbogen sichtbar, wie auch zu Anfang und Ende einer totalen (Kernschatten-)Finsternis. Aus der Kreisform des Schattens schlossen bereits die Griechen der Antike, dass die Erde eine Kugel sei (Überwindung der Vorstellung einer flachen Erde).

Totale Halbschattenfinsternis[Bearbeiten]

Der Mond taucht hierbei vollständig in den Halbschatten der Erde ein, jedoch nicht in den Kernschatten, wobei der dem Kernschatten nächstgelegene Teil des Mondes oft merklich dunkler ist. Eine totale Halbschattenfinsternis ist selten, weil der Ring des Halbschattens in etwa so breit ist wie der Durchmesser des Mondes (siehe vorstehende Grafik der Finsternisarten) und es in den wenigen Fällen, in denen der Mond nahezu passend durch den Halbschatten zieht, auch sein kann, dass er etwas kleiner ist als der Mond. Dieser befindet sich dann teils außerhalb des Halbschattens oder teils innerhalb des Kernschattens oder beides; es kommt so zu einer Halbschattenfinsternis, die partiell ist (siehe unten), oder aber zu einer partiellen Kernschattenfinsternis. Die letzte totale Halbschattenfinsternis fand am 14. März 2006 statt, die nächste dieser Art wird für den 29. August 2053 vorausgesagt.[2]

Partielle Halbschattenfinsternis[Bearbeiten]

Der Mond taucht nur teilweise in den Halbschatten ein. Er ist dabei kaum merklich verdunkelt. Nur wenn die Magnitude größer als 0,7 ist, kann mit freiem Auge eine Verfinsterung auf der Seite zum Kernschatten hin sicher wahrgenommen werden.[2] Eine partielle Halbschattenfinsternis des Mondes ist relativ häufig; da dessen Durchmesser annähernd so groß ist wie der Ring des Halbschattens der Erde breit, tritt sie etwa ebenso häufig auf wie die partielle Kernschattenfinsternis.

Häufigkeit[Bearbeiten]

Im über mehrere Jahrhunderte gemittelten Durchschnitt sind Halbschattenfinsternisse ungefähr halb so häufig wie Kernschattenfinsternisse, die als totale ca. 29 Prozent und als partielle ca. 34 Prozent aller Mondfinsternisse ausmachen beziehungsweise mit einem Verhältnis von etwa 70 zu 84 Ereignissen pro Jahrhundert auftreten.[2]

Im 21. Jahrhundert sind allerdings deutlich mehr totale (85) als partielle (57) Kernschattenfinsternisse zu erwarten,[2] denn der Mond durchläuft in diesem Jahrhundert häufiger als im Durchschnitt bei Vollmond nahe der Erde deren breiteren Schatten.

Kenngrößen[Bearbeiten]

Magnitude der Finsternisarten
(rot gezeichnete Strecke je im Verhältnis zum Monddurchmesser).

Magnitude (oder Größe)[Bearbeiten]

Die Magnitude oder Größe einer Mondfinsternis ist ein Maß für die Eindringtiefe des Mondes in den Erdschatten. Auf einer durch die Mitte des Schattens und die Mondmitte gelegten Geraden wird der Abstand gemessen zwischen dem schattenzentrumnäheren Mondrand und dem mondnäheren Schattenrand. Der zum Monddurchmesser ins Verhältnis gesetzte Messwert stellt die Magnitude der Finsternis dar.

Für Kernschattenfinsternisse wird das Eindringen in den Kernschatten (lat. umbra) gemessen. Im Mittel ist der Kernschattendurchmesser etwa 2,65 mal größer als der Monddurchmesser; bei diesem Verhältnis kann die umbrale Magnitude zwischen 0 und 1,825 variieren. Werte über 0 und unter 1,0 kennzeichnen eine partielle, Werte von 1,0 und darüber eine totale Finsternisform.

Für Halbschattenfinsternisse wird das Eindringen in den Halbschatten (lat. penumbra) gemessen. Das Verhältnis von Halbschattenbreite und Monddurchmesser beträgt im Mittel etwa 1. Bei einer partiellen Halbschattenfinsternis liegt die penumbrale Magnitude über 0 und unter 1,0. Werte von 1,0 und darüber kennzeichnen eine totale Halbschattenfinsternis; sie kann nur eintreten, falls der Halbschatten mindestens so breit ist wie der Mond. Dies setzt den seltenen Fall voraus, dass der Mond zu Vollmond seinen erdfernen Bahnabschnitt durchläuft.

Danjon-Skala[Bearbeiten]

Totale Kernschattenfinsternisse lassen sich auch durch die Helligkeit und Färbung des Kernschattens infolge des von der Erdatmosphäre gebrochenen Lichtes charakterisieren. Abhängig vom Verschmutzungsgrad der Atmosphäre (insbesondere der Stratosphäre) zeigen sich Unterschiede, zum Beispiel können nach explosiven vulkanischen Eruptionen mit starkem Ascheausstoß dunkle oder sehr dunkle Finsternisse auftreten. André Danjon hat folgende einfache Skala vorgeschlagen, um die beobachtete Helligkeit (als Parameter L) zu kennzeichnen, die nach ihm benannte Danjon-Skala:

L = 0 sehr dunkle Finsternis; Mond fast unsichtbar, besonders in der Mitte der Totalität
L = 1 dunkle Finsternis; graue oder bräunliche Färbung; Details der Mondoberfläche nur schwierig erkennbar
L = 2 tiefrote oder rostrote Finsternis, mit einem sehr dunklen Zentrum, aber relativ hellen Rand des Kernschattens
L = 3 ziegelrote Finsternis, gewöhnlich mit einem hellen oder gelblichen Rand des Kernschattens
L = 4 sehr helle kupferrote oder orange Finsternis mit einem sehr hellen bläulichen Kernschattenrand.

Berechnung [3][Bearbeiten]

Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens[Bearbeiten]

Eine wesentliche Größe zur Beschreibung einer Mondfinsternis ist der üblicherweise als Winkeldistanz (Sehwinkel) angegebene Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens. Scheitelpunkt des Sehwinkels ist der Mittelpunkt der Erde[4] Bezugsachse ist die von der Sonne durch den Mittelpunkt der Erde zum Mittelpunkt des Erdschattens führende Gerade. Sie ist die Polachse des zur Darstellung des Sehwinkels als Referenzsystem verwendeten sphärischen Koordinatensystems.

Ausgangsgroßen der Berechnung sind die äquatorialen Winkelkoordinaten (Ephemeriden ) der Sonne und des Mondes, deren Rektaszension \alpha\!\, und Deklination \delta\!\,.

Die positive Seite der Polachse zeigt in Richtung zum Mond (weg von der Sonne, hin zur Gegensonne). Somit ergeben sich die äquatorialen Winkelkoordinaten a\!\, und d\!\, der Polachse aus den Ephemeriden der Sonne wie folgt:


a = \alpha _s + 180^\circ  \quad  und \quad
d = - \delta _s
\,.

Bei der Transformation zwischen Winkelkoordinaten werden in einem Zwischenschritt die jeweiligen kartesischen Koordinaten ineinander umgerechnet. Da nur der zusammenfassende Sehwinkel zu ermitteln ist, kann bereits die Resultierende aus der x- und der y-Koordinate des Mondes im Referenzsystem (z-Achse = Polachse) gebildet und daraus sofort der Sehwinkel errechnet werden. Die Richtungen der x- und y-Achse sind in diesem Fall beliebig. Im Folgenden ist die y-Achse in der Äquatorebene verblieben. Sie zeigt nach Osten, und die x-Achse ergänzt ein Rechtssystem:

x = \sin \delta _m \cos d - \cos \delta _m \sin d \cos \left( \alpha _m - a \right)\,,
y = \cos \delta _m \sin \left( \alpha _m - a \right)\,.

Diese kartesischen Koordinaten sind auf den Abstand 1\!\, zwischen Erde und Mond normiert.

Der gesuchte Sehwinkel \sigma für den Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens ist:

\sigma \approx \sin\sigma = \sqrt{x^2 + y^2 }\,.
Zur Berechnung werden die äquatorialen Koordinaten des Einheitsvektors zur Mondposition und die Drehmatrix für die Koordinatendrehung aus dem äquatorialen ins Bezugs-System benötigt und miteinander multipliziert:
Mond-Einheitsvektor: [5]

\begin{align}
  \begin{pmatrix}
    X \\
    Y \\
    Z \\
  \end{pmatrix}
 & =
  \begin{pmatrix}
    \cos\delta_m\cdot \cos\alpha_m \\
    \cos\delta_m\cdot \sin\alpha_m \\
    \sin\delta_m\\
  \end{pmatrix}
\end{align}
\,.
Drehmatrix: [6]

\begin{align}
 D
 & =
\begin{pmatrix}
    \sin \delta_s \cdot \cos \alpha_s
&   \sin\delta_s\cdot \sin\alpha_s
&   -\cos\delta_s\\

   \sin\alpha_s
& - \cos\alpha_s
&   0\\
    ...
&   ...
&   ...
\end{pmatrix}
\end{align}
\,.
Multiplikation:

\begin{align}
\begin{pmatrix}
    x \\
    y \\
    z \\
  \end{pmatrix}
 & = D \cdot
  \begin{pmatrix}
    X \\
    Y \\
    Z \\
  \end{pmatrix}
\end{align}
\,.
Sehwinkel der Schattenradien fi und der Kontakte Li

Radien des Erdschattens und Sehwinkel für Kontakte[Bearbeiten]

Die Radienf_2\!\, und f_1\!\, von Kern- und Halbschatten können ebenfalls als Sehwinkel angegeben werden. Sie werden als Konstante betrachtet, da sich die Abstände zwischen Sonne, Erde und Mond während einer Finsternis fast nicht ändern. Zusammen mit dem Monradius r_m\!\, (ebenfalls als Sehwinkel angegeben) lassen sich diejenigen Abstände \sigma_i\!\, (L_i\!\, in nebenstehender Skizze) des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens berechnen, die die Kontakte des Mondes mit den Schattenrändern kennzeichnen:

L_1 = f_1 + r_m     Ein- und Austritt des Mondes in aus den Halbschatten
L_2 = f_2 + r_m     Ein- und Austritt des Mondes in aus den Kernschatten
L_3 = f_2 - r_m     Beginn und Ende der totalen Finsternis

Aus einer in engen Zeitintervallen berechneten Reihe von Positionen des Mondes im Erdschatten lassen sich die zu den vorgebenen Sehwinkeln L_i gehörenden Kontaktzeiten interpolieren.

Geometrie des Kernschattens[7]

Berechnung von f_2\!\, und f_1\!\, (siehe Skizze: Geometrie des Kernschattens)
Als Parallaxen \pi_s\!\, und \pi_m\!\, angegebenen Entfernungen der Sonne und des Mondes von der Erde sind Sehwinkel. Ebenfalls als Sehwinkel r_s\!\, ist der Radius der Sonne angegeben.

Aus dem Dreieck EM'V2 folgt

f_2 = \pi_m - v_2\!\, ,

und aus dem Dreieck ES'V2 folgt

v_2 = r_s - \pi_s\!\, .

Dann ist:

f_2 = \pi_s + \pi_m - r_s\!\, .

f_1\!\, ist mithilfe einer analogen Skizze[8] (die Sonne und Erde tangierenden Randlinien des Halbschattens kreuzen sich zwischen Sonne und Erde im Punkt V1) und mit analogem Rechnen zu ermitteln.

Optische Effekte während einer Mondfinsternis[Bearbeiten]

Rötliche Farbe[Bearbeiten]

Auch der bei einer totalen Finsternis vollständig im Kernschatten der Erde liegende Mond ist noch schwach als rötlich gefärbter „Blutmond“ erkennbar. Ursachen sind:

  • Das Sonnenlicht wird im Staub der Erdatmosphäre gestreut. Nach seinem Hunderte von Kilometern langen, die Erde streifenden Weg durch die Atmosphäre besteht es bei deren Verlassen fast nur noch aus langwelligen (Rot-)Anteilen. Die kurzwelligen (Blau-)Anteile wurden stärker gestreut und sind nicht mehr wahrnehmbar.
  • Das Sonnenlicht wird beim Streifen der Erdoberfläche zu ihr hin gebrochen. Ursache ist der mit der Höhe kleiner werdende Brechungsindex in der Atmosphäre. Das vor dem Austritt in Richtung zum Mond vorherrschende rote Licht bleibt nach seiner weiteren Brechung monochrom. Der Mond wird schwach rot beleuchtet.

Helligkeit[Bearbeiten]

Theoretische Lichtkurve mvis einer Mondfinsternis in Abhängigkeit von der Magnitude (zum Vergleich Messdaten von Mallama)

Bei einer zentralen Finsternis nimmt die scheinbare visuelle Helligkeit des Mondes von etwa −12m,5 auf etwa +2m ab, also etwa um den Faktor 300.000. Im Zentrum des Kernschattens beträgt die Abnahme der Intensität (also die Helligkeitsabnahme, die ein Astronaut auf der Mondoberfläche erleben würde) sogar etwa 1–2 Millionen, rund einhundertmal mehr als bei einer totalen Sonnenfinsternis.

Die Mondfinsternisse der vergangenen Jahre waren überwiegend hell, um L = 3, was auf eine verhältnismäßig saubere Stratosphäre schließen lässt. Nach dem Ausbruch des Vulkans Pinatubo im Jahre 1991 wurden teilweise sehr dunkle Finsternisse beobachtet. Bei einer solchen Finsternis kann die Mondhelligkeit bis auf etwa +5m abfallen, entsprechend einem Faktor von 10 Millionen. Um etwa denselben Faktor nimmt auch die Intensität im Zentrum ab; die untere Grenze wird durch das Licht der Korona der Sonne bestimmt, die durch die Erde nur teilweise verdeckt wird. Somit ermöglicht die Farbe und Helligkeit des verfinsterten Mondes Rückschlüsse auf die Reinheit der Erdatmosphäre. Heute ist diese Methode jedoch überholt, da Messungen von Satelliten oder Flugzeugen aus viel genauere Informationen über Verunreinigungen der Luft liefern als die reine optische Abschattung dies erlaubt.

Vergrößerung des Erdschattens[Bearbeiten]

Ein weiterer interessanter Effekt ist die Erdschattenvergrößerung. Wer schon eine Mondfinsternis teleskopisch verfolgt hat, wird unschwer festgestellt haben, dass die Kontaktzeiten oft von den gerechneten Werten abweichen. In der Tat erscheint der Schattenkegel der Erde wegen der Atmosphäre etwa 2 % größer, ein Effekt, auf den bereits Philippe de La Hire im frühen 18. Jahrhundert hinwies. Der Kernschattenrand erscheint nicht scharf, sondern diffus verwaschen.

Mondfinsternisse der Jahre 2014–2016[Bearbeiten]

Mondfinsternisse[9][10]
Datum Eintritt
Halb-
schatten
Eintritt
Kern-
schatten
Beginn
der
Totalität
Maximum Art Ende
der
Totalität
Austritt
Kern-
schatten
Austritt
Halb-
schatten
Größe Sichtbarkeit
10° östl. Länge
Quelle
15. April 2014 04:53 05:58 07:06 07:47 total (KS) 08:24 09:33 10:37 u: 1,291 nicht sichtbar [11]
8. Oktober 2014 08:15 09:14 10:25 10:55 total (KS) 11:24 12:34 13:33 u: 1,166 nicht sichtbar [12]
4. April 2015 09:01 10:15 11:57 12:01 total (KS) 12:02 13:44 14:58 u: 1,001 nicht sichtbar [13]
28. September 2015 00:11 01:07 02:11 02:47 total (KS) 03:23 04:27 05:22 u: 1,276 komplett [14]
23. März 2016 09:39 11:48 HS 13:54 p: 0,775 nicht sichtbar [15]
16. September 2016 16:54 18:55 HS 20:53 p: 0,908 bei Mondaufgang [16]

Tageszeiten in Weltzeit. Weltzeit + 1 Stunde = Mitteleuropäische Zeit (MEZ); Weltzeit + 2 Stunden = Mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ).

KS = Kernschatten, HS = Halbschatten; u = umbrale Magnitude, p = penumbrale Magnitude

Alle Mondfinsternisse im 20. und 21. Jahrhundert siehe Liste der Mondfinsternisse des 20. Jahrhunderts und Liste der Mondfinsternisse des 21. Jahrhunderts.

Totale Mondfinsternisse langer Dauer zwischen 1900 und 2100[Bearbeiten]

Dauer ≥ 100 min[17]

Datum Dauer
4. August 1906 1 h 41 m
16. Juli 1935 1 h 40 m
26. Juli 1953 1 h 41 m
25. Juni 1964 1 h 41 m
6. Juli 1982 1 h 46 m
16. Juli 2000 1 h 46 m
15. Juni 2011 1 h 40 m
27. Juli 2018 1 h 43 m
26. Juni 2029 1 h 42 m
7. Juli 2047 1 h 40 m
17. Juni 2076 1 h 41 m
28. Juni 2094 1 h 41 m

Das Datum gibt jeweils den Tag an, auf den die Mitte der Finsternis in Weltzeit fällt.

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Mondfinsternis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, Kap.24 ISBN 0-943396-74-3
  2. a b c d J. Meeus, H. Mucke: Canon der Mondfinsternisse -2002 bis +2526, 3. Auflage, S. XXVI. Astronomisches Büro, Wien, 3. Auflage 1992.
  3. P. Kenneth Seidelmann: Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. Seite 467–470 und 428-430
  4. Dass der Scheitel des Sehwinkels bei Beobachtung von der Erdoberfläche aus ein anderer ist, bedeutet einen vernachlässigbaren Unterschied.
  5. Die kartesischen Koordinaten X, Y und Z des Mond-Einheitsvektors werden mit r = rm = 1 erhalten.
  6. Die erste Drehung erfolgt um die alte Z-Achse mit γ = a = αs + π .
       Die zweite Drehung erfolgt um die neue y-Achse mit β = π − d = π + δs .
       Die Drehung um die neue z-Achse entfällt: α = 0 .
  7. P. Kenneth Seidelmann Seite 429
  8. P. Kenneth Seidelmann, Seite 428
  9. NASA: Lunar Eclipses: 2011–2020. Abgerufen am 10. Dezember 2011.
  10. NASA: Lunar Eclipses: 2001–2010. Abgerufen am 10. Dezember 2011.
  11. NASA: Total Lunar Eclipse of 2014 Apr 15. Abgerufen am 16. Dezember 2012 (PDF; 52 kB).
  12. NASA: Total Lunar Eclipse of 2014 oct 08. Abgerufen am 16. Dezember 2012 (PDF; 52 kB).
  13. NASA: Total Lunar Eclipse of 2015 apr 4. Abgerufen am 5. Januar 2015 (PDF; 50 kB).
  14. NASA: Total Lunar Eclipse of 2015 sep 28. Abgerufen am 5. Januar 2015 (PDF; 52 kB).
  15. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2016 mar 23. Abgerufen am 5. Januar 2015 (PDF; 43 kB).
  16. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2016 sep 16. Abgerufen am 5. Januar 2015 (PDF; 44 kB).
  17. NASA Eclipse Web Site