Totale Sonnenfinsternis

Totale Sonnenfinsternis
Entfernungen und Größenverhältnisse sind nicht maßstabsgerecht
Animation der totalen Sonnenfinsternis von 2006; der kleine, dunkle Punkt ist der Kernschatten, der Halbschatten ist heller.

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 scheinbare Durchmesser der Sonne und des Mondes sind annähernd gleich groß, so dass der Mond die Sonne gerade vollständig bedecken und eine totale Sonnenfinsternis entstehen kann. Die dabei auf die Erde fallende Kernschatten-Spur des Mondes ist aber nur ein paar hundert Kilometer breit. Der Halbschatten ist hingegen mehrere tausend Kilometer breit, so dass von mehr als einem Viertel der Erdoberfläche aus eine partielle Verfinsterung der Sonne beobachtbar ist.

Inhaltsverzeichnis

Geschichte

Lückenhaft Geschichte fehlen folgende wichtige Informationen: Einige historische Ereignisse sind noch nicht mit Quellenangaben versehen.

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Bis in die Neuzeit hinein galten Sonnenfinsternisse als Unheil bringende Zeichen göttlicher Mächte. 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 585 v.Chr. handeln. Eine größere Zahl von Argumenten spricht für die Sonnenfinsternis vom 16. 3. 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 lediglich, dass bereits den babylonischen Astronomen die Saros-Periode bekannt war.

Die Berichte der Evangelisten im Neuen Testament von einer Sonnenfinsternis während der Kreuzigung Christi sind rätselhaft.[2] Denn es stimmen alle vier überein, dass Jesus am 14. oder 15. des jüdischen Monats Nisan gekreuzigt wurde. Eine Sonnenfinsternis zu diesem Termin ist unmöglich, da zur Monatsmitte im jüdischen Kalender 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 sich die Rotationszeit der Erde unmerklich verlangsamt. Die Tageslänge nimmt dabei pro Jahr um rund 17 Mikrosekunden zu. Über die Jahrhunderte summiert sich dieser Effekt jedoch, sodass er für die Berechnung historischer Finsternisse berücksichtigt werden muss.

Seit Mitte des 19. Jahrhunderts begannen die astronomischen Gesellschaften der Industrienationen, Expeditionen zur Beobachtung von Sonnenfinsternissen in entfernteren Erdteilen zu organisieren. Dabei stand vor allem die Beobachtung der Korona im Zentrum des Interesses. Die totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919, die auf der afrikanischen Insel Príncipe von einer Expedition unter Leitung von Arthur Stanley Eddington beobachtet wurde, gilt als entscheidende Bestätigung der wenige Jahre zuvor von Albert Einstein entwickelten Relativitätstheorie, die 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 Finsternis vom 15. Juni 763 in der assyrischen Eponymenliste des Bur-Saggile (Statthalter von Guzana) verzeichnet, was ermöglicht, diese Liste in unserem Kalender zu verankern.

Grundlagen einer Sonnenfinsternis

Lückenhaft Grundlagen einer Sonnenfinsternis fehlen folgende wichtige Informationen: Das Bild erinnert zu sehr an eine Darstellung der Lage der Erde auf ihrer Bahn in 4 ausgewählten Momenten (Jahreszeiten). Es ist durch ein besseres Bild zu ersetzen: Knoten nach 6 Lunationen nicht gegenüber (nur 177 Tage -Intervall)

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Sonnenfinsternis bei Neumond (in Position 2 oder 3)
Entfernungen und Größenverhältnisse sind nicht maßstabsgerecht.

Damit es zu einer Sonnenfinsternis kommt, müssen Sonne, Mond und Erde möglichst genau auf einer Linie stehen. Da die Mondbahn gegen die Ekliptik geneigt ist, tritt dies nur ein, wenn sich Sonne und Mond in der Nähe der Mondknoten befinden. Das ist wiederum nur bei jedem sechsten Neumond der Fall, manchmal auch schon nach dem fünften Neumond.

Der scheinbare Durchmesser des Mondes reicht bei manchen Finsternissen aus, die Sonne vollständig zu bedecken, manchmal ist er hingegen zu klein, so dass die Sonne um den Mond herum sichtbar bleibt. Dies liegt daran, dass sowohl die Umlaufbahn der Erde um die Sonne als auch die des Mondes um die Erde nicht kreisförmig sondern leicht elliptisch sind, also Mond und Sonne von der Erde aus gesehen nicht immer gleich groß sind. Zudem wird bei manchen Finsternissen die Erdoberfläche nicht vom Kernschatten des Mondes getroffen, sondern nur von seinem Halbschatten. Aus diesem Grund sind verschiedene Arten von Sonnenfinsternissen zu unterscheiden.

Arten von Sonnenfinsternissen

Entstehung verschiedener Arten von Sonnenfinsternissen
Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis
ringförmige Sonnenfinsternis
verschiedene Phasen einer partiellen Sonnenfinsternis (Verlauf von rechts oben nach links unten)

Eine Finsternis, bei der die Erde nur vom Halbschatten des Mondes getroffen wird, ist eine partielle Sonnenfinsternis. Solche Finsternisse treten in den polaren Regionen der Erde auf.

Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man als zentrale Finsternisse. Bei diesen werden drei Arten unterschieden.

Totale Sonnenfinsternis

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist am interessantesten, hauptsächlich weil man dabei die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Für Sonnenphysiker besteht 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.[3] 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 Erde am schnellsten dem forteilenden Mondschatten „hinterherläuft“. Theoretisch kann die Totalität gegenwärtig etwa 7,5 Minuten erreichen.[4]

Ringförmige Sonnenfinsternis

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 sichtbar. Der Kernschatten des Mondes ist zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. Die Sonnenkorona ist 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 der bei einer ringförmigen Finsternis „kleinere“ Mond einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis er an der Sonnenscheibe vorbei ist. Zudem ist seine Bahngeschwindigkeit wegen seines größeren Abstandes von der Erde kleiner. Theoretisch kann die ringförmige Phase gegenwärtig etwa 12,5 Minuten erreichen.[5]

Hybride Sonnenfinsternis

Bei einer hybriden Sonnenfinsternis – auch ringförmig-totale Finsternis genannt – ist der Kernschatten des Mondes nur am Anfang und am Schluss (manchmal nur an einem von beiden) zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. In der Mitte seiner Bahn trifft er aber wegen der Kugelform der Erde deren Oberfläche. 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 recht selten und macht im langjährigen 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 nächste derartige Finsternis findet erst 2013 statt.

Partielle Sonnenfinsternis und partiell beobachtete zentrale Finsternisse

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

Die meisten Beobachter einer zentralen Finsternis befinden sich außerhalb des zentralen Streifens. Beide Seitenstreifen befinden sich im Halbschatten des Mondes und sind wesentlich breiter als der zentrale. Auch die Beobachter im zentralen Streifen erleben vor und nach der Totalität während längerer Zeit nur den Halbschatten. Alle diese Beobachter sehen die nur partiell verfinsterte Sonne. Man bezeichnet unglücklicherweise ihre Beobachtung auch als partielle Sonnenfinsternis.

Der durch eine partielle Finsternis verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad wahrnehmbar.

Kennwerte einer Sonnenfinsternis

vier „Kontakte“ bei einer zentralen Finsternis; Maximum zwischen 2. und 3. Kontakt
Größe einer partiellen Sonnenfinsternis
Gamma-Wert einer zentralen totalen Sonnenfinsternis

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

Kontakte

Neben dem Moment des Maximums hat jede Sonnenfinsternis an jeden 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.

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

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

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 diese 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

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 einen Finsterniszyklus, den kleinst-möglichen, der Semester-Zyklus heißt. Sie folgen sich in etwa 177 Tagen (sechs Lunationen).

Semester-Zyklus aus neun Finsternissen (-4 bis +4)
Sonnenfinsternis vom
27. März 2313
Finsternis-Kanon von April 2311 bis März 2315 [6]
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 nebenstehender Grafik enthalten. Die mittlere Finsternis findet (theoretisch) genau im (absteigenden) Knoten statt: Gamma = 0. Wenn zudem noch gerade 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, wo sie aber zunächst noch als zentrale Finsternisse erscheinen (1 und 2). Wird die Mond-Parallaxe beziehungsweise das Finsternislimit für zentrale Finsternisse überschritten, handelt es sich nur noch um von den Polkappen aus beobachtbare partielle Finsternisse (3 und 4). Anschließen ist auch das Finsternislimit für partielle Finsternisse überschritten, der Semester-Zyklus hat geendet. 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).

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

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

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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 einer auf Friedrich Wilhelm Bessel zurück gehenden Methode gelöst.

In zwei abgebildeten äußerst seltenen Sonderfällen ist auf einfache Weise Richtung und Geschwindigkeit der Mondbahn für den Moment des Maximums ermittelt. Ausgewählt sind Finsternisse mit Gamma ungefähr Null. Das Verhältnis zwischen der Geschwindigkeit des Mondschattens und der Rotationsgeschwindigkeit der Erde am Äquator ist näherungsweise mit 2:1 angenommen.

Zugehörigkeit zu einem Finsternis-Zyklus

Hauptartikel: Finsterniszyklen, Saros-Zyklus, Inexzyklus

Im einem Kanon der Finsternisse [7] sind alle Finsternisse nacheinander aufgelistet. Im Mittel folgen sich neun Finsternisse im Abstand von sechs Lunationen und bilden den Semester-Zyklus. Der vorherige und der nachfolgende haben zum mittleren Semester-Zyklus je einen Abstand von fünf Lunationen, oder sie überschneiden dessen Anfang und/oder Ende mit einer Lunation. Seltener sind zwei Semester-Zyklen über je zwei Finsternisse verschachtelt. Durch Auswahl lassen sich Finsterniszyklen mit mehr Finsternissen in größerem Abstand angeben. Die Ereignisse in solchen Zyklen sind sich umso ähnlicher, je größer der zeitliche Abstand zwischen den Finsternissen ist. Ein ganz besonderer Zyklus ist der Saroszyklus. Die Finsternisse in einem solchen Zyklus sind sich sehr ähnlich, weil Erde und Mond sich immer auf nahezu derselben Stelle ihrer Umlaufbahn befinden.

Phänomene während einer totalen Sonnenfinsternis

fliegende Schatten
Diamantringeffekt bei der Finsternis am 29. März 2006
Sonnen-Korona bei der Finsternis am 11. August 1999
Lichtkringel durch das Blätterwerk eines Baumes
Beleuchtung während einer Sonnenfinsternis

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

Helligkeits-Änderung

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).

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

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

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.

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

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

Temperaturabfall

Oft fällt die Temperatur während einer totalen Sonnenfinsternis um mehrere Grad. Auch Tiere und Pflanzen reagieren auf die Dunkelheit und den Temperaturabfall. Vögel verstummen, während Fledermäuse aus ihren Verstecken hervorkommen. Blumen schließen ihre Blüten.

Lichtveränderung

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.

Vorsicht bei der Beobachtung

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.

Häufigkeit von Sonnenfinsternissen an einem bestimmten Ort

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

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. [8] 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. Die Schweiz und Österreich werden erst wieder am 3. September 2081 von einer totalen Finsternis getroffen. In Deutschland wird im gegenwärtigen Jahrhundert lediglich noch die ringförmige Finsternis am 23. Juli 2094 zu sehen sein.

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. [9]

Sonnenfinsternisse und Raumfahrt

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 Atmosphäre nicht möglich. Allerdings kann dabei die innere Korona wegen zu großer Helligkeit nicht untersucht werden, was bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde möglich ist.[10] 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 von der 11. August 1999 waren eine der letzten, bevor die Station ausgemustert wurde.[11] Während der totalen 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 vorbei ziehen.[12]

Aktuelle Sonnenfinsternisse

Die nächste totale Sonnenfinsternis findet am 22. Juli 2009 statt ([2]). Diese Finsternis ist mit einer Totalität von 6 Minuten und 39 Sekunden die längste totale Sonnenfinsternis des 21. Jahrhunderts.

Eine vollständige Aufstellung aller Sonnenfinsternisse des 20. und 21. Jahrhunderts sowie die bedeutendsten Sonnenfinsternisse finden sich in der Liste von Sonnenfinsternissen.

Historisch bedeutsame Sonnenfinsternisse

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

  • 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.[13]
  • 8. Juli 1842: Diese totale Finsternis ist vor allem wegen der sehr emotionalen Schilderung von Adalbert Stifter bekannt.[14]
  • 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.[15]

Sonnenfinsternisse bei anderen Planeten

Finsternisse sind keine Besonderheit auf der Erde, sondern treten bei allen Planeten mit Monden auf – sowohl Sonnen- als auch als Mondfinsternisse. Auf keinem anderen Planeten ist aber die Konstellation so wie auf der Erde, bei der zufällig die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond fast gleich sind.[16]

Am interessantesten sind die Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter, die dessen vier großen Monde verursachen. Diese befinden sich nahezu in der Bahnebene des Jupiter um die Sonne, weshalb Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter fast alltäglich sind. Der Schatten, den diese Monde auf ihren Planeten werfen, ist bereits mit kleineren Teleskopen zu beobachten.[16]

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.[16]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. Panchenko, D.: Thales's Prediction of a Solar Eclipse, Journal for the History of Astronomy XXV (1994)
  2. Zum Beispiel bei Lukas 23, 44-45
  3. Hans-Ulrich Keller: Kompendium der Astronomie. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, Seite 103–109, siehe Literatur
  4. Vgl. J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels III. Willmann-Bell, Richmond 2004, ISBN 0-943396-81-6, Kap. 10. Die maximale Totalitätsdauer tritt bei einer Finsternis auf, die ihr Maximum etwa bei 5° nördlicher oder südlicher Breite hat.
  5. J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels IV. Willmann-Bell, Richmond 2007, ISBN 0-943396-87-5, Kap. 8
  6. Aus Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000 [1]
  7. zum Beispiel: Theodor Oppolzer, Canon der Finsternisse, Denkschriften der Kaiserlichen Akademie der Wisenschaften mathematisch naturwissenschaftlicher Classe, L II.Bd., Wien 1887
  8. J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 1997, S. 88ff. ISBN 0-943396-51-4
  9. J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, S. 98ff. ISBN 0-943396-74-3
  10. Jay M. Pasachoff: Finsternisforscher hoffen auf freie Sicht. Spiegel-Online vom 29. März 2006
  11. Astronomy Picture of the Day: Looking Back on an Eclipsed Earth.
  12. astronomie.info: Zwei gleichzeitige Verfinsterungen − Der Mond und die Raumstation ISS vor der Sonne
  13. J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 120
  14. Adalbert Stifter: Die Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842. In: Wikibooks
  15. J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 197
  16. a b c Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 196–204, siehe Literatur

Literatur

  • Rudolf Kippenhahn, Wolfram Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Die Jahrhundertfinsternis, DVA, Stuttgart, 2002
  • Andreas Walker: Sonnenfinsternisse und andere faszinierende Erscheinungen am Himmel, Birkhäuser Verlag, Basel, 1999
  • Serge Brunier, Jean-Pierre Luminet: Glorious Eclipses: Their Past Present and Future, Cambridge University Press, 2000
  • Mark Littmann, Ken Willcox, Fred Espenak: Totality, Oxford University Press, 1999
  • 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]
  • Hans Ulrich Keller (Hrsg.): Kosmos Himmelsjahr 1999. Franckh-Kosmos, Stuttgart 1998, ISBN 3-440-07570-2

Weblinks

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