Sonnenfinsternis

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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 Vorlage:Polytonisch 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.

Der dabei entstehende Kernschatten, den der Mond auf die Erdoberfläche wirft, kann folglich nicht besonders groß werden. Bei der totalen Finsternis von 1999 betrug der Durchmesser des Kernschattens in der Gegend von Stuttgart nur knapp 110 Kilometer[1], die Finsternis konnte aber dort wegen des regnerischen Wetters kaum beobachtet werden.

Geschichte

Bis in die Neuzeit hinein galten Sonnenfinsternisse als Unheil bringende Zeichen göttlicher Mächte. Sie waren zugleich aber auch bereits in der Antike Gegenstand wissenschaftlicher Beobachtung. Bekannt ist etwa die von Herodot überlieferte Anekdote, wonach Thales von Milet während des Krieges zwischen den Medern und den Lydern eine Sonnenfinsternis vorausgesagt habe, was zum Friedensschluss zwischen den beiden Mächten geführt habe. Tatsächlich fand eine Sonnenfinsternis 585 v.Chr. statt.

Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für eine Sonnenfinsternis im August 310 v. Chr.,[2] 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 des Neuen Testaments von einer Sonnenfinsternis während der Kreuzigung Christi sind rätselhaft. In allen vier Evangelien wird übereinstimmend berichtet, dass Jesus am 14. oder 15. des jüdischen Monats Nisan gekreuzigt wurde. Eine Sonnenfinsternis zu diesem Termin ist unmöglich, da zur Monatsmitte des jüdischen Kalenders Vollmond ist, nicht der für eine Sonnenfinsternis erforderliche Neumond.[3]

Erst mit der Etablierung des heliozentrischen Weltbildes durch Kopernikus und Kepler rückte auch die Frage der Vorhersagbarkeit von Finsternissen wieder in das Blickfeld der Forscher. Es war Edmond Halley, dem es dann gelang, die totale Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715 vorherzusagen und auch eine exakte Landkarte anzufertigen, die den Verlauf der Totalitätszone in Großbritannien wiedergab. Halley versuchte sich auch 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. Halley übersetzte das Byzantinische Wort Suda zu Saros.

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 wird in der assyrischen Eponymenliste in dem Eponymenjahr des Bur-Saggile, Statthalter von Guzana eine Sonnenfinsternis überliefert, die auf Grund astronomischer Berechnungen auf den 15. Juni 763 datiert wird und zur zeitlichen Verankerung der Liste dient.

Grundlagen einer Sonnenfinsternis

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. Die Reihe von Finsternissen mit einer Periode von sechs Mond-Monaten (Lunationen) bildet den Semester, den ersten der möglichen Finsterniszyklen.

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

Alle Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man als zentrale Finsternisse. Bei den zentralen Finsternissen werden drei Arten unterschieden.[4]

Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis

Totale Sonnenfinsternis

Bei einer totalen Sonnenfinsternis erreicht der Kernschatten des Mondes die Erde, der scheinbare Durchmesser des Mondes ist also größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist am interessantesten, auch für die Astronomie, hauptsächlich weil man dabei die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird.

Da der scheinbare Durchmesser des Mondes auch bei günstigster Konstellation nur unwesentlich größer als der der Sonne ist, ist die Totalitätszone relativ klein. Im günstigsten Fall überstreicht der Kernschatten eine Zone von 273 Kilometern Breite.[4]Die Dauer der Totalität an einem Ort wird neben den Größenverhältnissen von Sonne und Mond durch die Geschwindigkeit des Mondes und der Erdrotation bestimmt. Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des Äquators am längsten, da dort ein Beobachter am schnellsten dem forteilenden Mondschatten „hinterherläuft“.[5] Die Totalität der längsten theoretisch möglichen Finsternis dauert gegenwärtig 7 Minuten und 32 Sekunden.[6]

Datei:RingfoermigeSonnenfinsternis.jpg
Ringförmige Sonnenfinsternis

Ringförmige Sonnenfinsternis

Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der scheinbare Durchmesser des Mondes kleiner als der der Sonne ist, ist der Kernschatten des Mondes zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. Der äußere Rand der Sonne bleibt sichtbar. Die Sonnenkorona ist nicht erkennbar, weil sie vom verbliebenen direkten Licht der Photosphäre überstrahlt wird.[4]

Die ringförmige Phase kann länger sein 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. Darüber hinaus bewegt sich der Mond auf seiner elliptischen Umlaufnahn um die Erde während einer ringförmigen Finsternis langsamer, weil er sich dann weiter von Erde entfernt befindet, als während einer totalen Finsternis. Die ringförmigen Phase kann gegenwärtig theoretisch eine Dauer von bis zu 12 Minuten und 29 Sekunden erreichen.[7]

Hybride Sonnenfinsternis

Eine hybride Sonnenfinsternis – auch ringförmig-totale Finsternis genannt – beginnt oder[8][9] endet stets als ringförmige Finsternis; sie erreicht nur im mittleren Teil des Verlaufs Totalität. An dem Ort, an dem die ringförmige in die totale Phase übergeht, ist die Finsternis für einen winzigen Augenblick total. Kurz davor ist sie für einen sehr kurzen Zeitraum ringförmig, danach nimmt die Dauer der Totalität allmählich bis zum Maximum zu. Diese Form der Sonnenfinsternis ist recht selten und macht im langjährigen Kanon nur ca. 1 % aller Fälle aus. Am 8. April 2005 ereignete sich eine derartige hybride Finsternis. Der Beginn und das Ende der Finsternis waren ringförmig, dazwischen war die Finsternis total. Im Maximum hatte die Totalitätszone im östlichen Pazifik vor Costa Rica und Panama nur eine Breite von 27 Kilometern, die Totalitätsdauer betrug 42 Sekunden. Die nächste derartige Finsternis findet erst 2013 statt. Dieser Wechsel zwischen ringförmiger, totaler und wieder ringförmiger Abdeckung kommt während der Wanderung des Schattens dadurch zustande, dass der Abstand des Mondes zur Erdoberfläche ziemlich genau der Länge des Schattenkegels des Mondes entspricht. Wegen der Kugelform der Erde erreicht der Schattenkegel die Erde nur in der Mitte der Finsternis. Die totale Phase ist entsprechend kurz.

Partielle Sonnenfinsternis bei Sonnenaufgang

Partielle Sonnenfinsternis

Wenn der Kernschatten die Erde verfehlt, diese aber vom Halbschatten getroffen wird, ist die Finsternis nicht zentral und es kann von der Erde aus nur eine partielle Sonnenfinsternis erlebt werden. Der Halbschatten trifft in diesem Fall die Erde immer in einem der beiden polaren Gebiete.

Häufiger kann während einer zentralen Finsternis eine partielle Verfinsterung der Sonne beobachtet werden. Das erleben alle Beobachter, die sich außerhalb des Kernschattens des Mondes befinden, zum einen die Beobachter, die sich seitlich der Bahn des Kernschattens befinden, andererseits die Beobachter einer zentralen Finsternis vor und nach der Totalität oder der ringförmigen Phase. Verwirrenderweise wird diese partielle Phase einer zentralen Finsternis oft auch als partielle Sonnenfinsternis bezeichnet.

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

Kenngrößen einer Sonnenfinsternis

Da Sonnenfinsternisse recht unterschiedlich verlaufen können, werden verschiedene Kenngrößen benutzt, um einzelne Finsternisse zu charakterisieren.

Größe einer partiellen Sonnenfinsternis

Bedeckungsgrad und Größe

Das Ausmaß der Verfinsterung lässt sich durch den Bedeckungsgrad oder die Größe beschreiben.

  • Der Bedeckungsgrad ist das Verhältnis zwischen der vom Mond bedeckten und der gesamten Fläche der Sonnenscheibe, die Angabe erfolgt in Prozent.[10] Bei einer totalen Sonnenfinsternis erreicht der Bedeckungsgrad überall innerhalb der Totalitätszone das Maximum von 100 %.
  • Die Größe (auch Magnitude) ist nach der üblichen Definition der Anteil des vom Mond bedeckten Sonnendurchmessers. Bei einer partiellen oder ringförmigen Finsternis ist dieser Wert kleiner als 1, bei einer totalen Finsternis größer als 1 (weiteres siehe Hauptartikel: Größe einer Sonnenfinsternis)

Während des Verlaufs einer Finsternis nehmen Bedeckungsgrad und Größe langsam zu, erreichen Maximalwerte und nehmen wieder ab. Die an einem bestimmten Ort maximal erreichbaren Werte finden sich in einschlägigen Tabellenwerken.

Gamma-Wert einer zentralen totalen Sonnenfinsternis

Gamma-Wert

Hauptartikel: Gamma-Wert einer Sonnenfinsternis

Der Gamma-Wert beschreibt, wie zentral der Kernschatten des Mondes die Erde trifft. Er ist das Verhältnis zwischen dem kleinsten Abstand dieser Achse vom Erdmittelpunkt und dem Äquatorradius der Erde.

  • Ist der Betrag von Gamma kleiner als 1 (genaugenommen kleiner 0,9972, unter Berücksichtigung der Erdabplattung), so trifft die Schattenachse die Erdoberfläche und die Finsternis ist zentral. Es gibt in diesem Fall Orte auf der Erdoberfläche, von wo aus ein Beobachter den Mond zentral vor der Sonnenscheibe vorbeiziehen sieht.
  • Falls der Kernschatten die Erde verfehlt (Betrag von Gamma größer als 1), die Erde aber durch den Halbschatten des Mondes getroffen wird, so ist die Finsternis partiell.
  • Bei noch größerem Gamma verfehlen sowohl der Kernschatten- als auch der Halbschattenkegel die Erde, und es tritt gar keine Finsternis ein.

Das Vorzeichen des Gamma-Werts gibt an, ob die Schattenachse nördlich oder südlich des Erdmittelpunkts vorbeizieht, ein positiver Wert bedeutet nördlich.

Saros-Zyklus

Hauptartikel: Saros-Zyklus

Die etwas mehr als 18 Jahre dauernde Saros-Periode ist eine Zeitspanne, in der sich Sonnen- und Mondfinsternisse wiederholen. Der Grund für diese Wiederholung ist, dass sich bestimmte Vielfache mehrerer für Sonnenfinsternisse entscheidender Perioden fast exakt entsprechen. Zum einen ist dies die Zeitspanne zwischen zwei Neumond-Phasen, der synodische Monat, der recht genau 29,530589 Tage dauert. Zum anderen der sogenannte 27,212220 Tage dauernde drakonitische Monat, dies ist der Zeitraum zwischen zwei aufeinander folgenden aufsteigenden Mondknoten, das heißt zwei Durchgängen des Mondes durch die Erdbahnebene, die Ekliptik. Nach Ablauf von 223 synodischen Monaten sind gerade 242 drakonitische Monate vergangen, das heißt 6575,321 Tage.[11]

Dies bewirkt, dass ungefähr 18 Jahre und 11 Tage nach einer Sonnenfinsternis eine weitere Sonnenfinsternis auftritt. Da auch der anomalistische Monat, also die Zeitspanne von einer größten Annäherung des Mondes an die Erde zur nächsten, recht gut zur Saros-Periode passt – 239 anomalistische Monate entsprechen 6585,54 Tagen –, ist auch die Charakteristik zweier im Abstand einer Saros-Periode aufeinander folgender Finsternisse gleichartig: Beispielsweise folgt auf eine totale Finsternis im Abstand einer Saros-Periode meist wieder eine totale mit ähnlicher Länge.[12] Die Saros-Periode passt allerdings nicht mit der Tageslänge zusammen. Dies hat zur Folge, dass die Folgefinsternis nicht am gleichen Ort stattfindet sondern etwa 120° in Richtung der geographischen Länge auf der Erdkugel versetzt. Nach ungefähr 54 Jahren, also drei Saros-Perioden, findet eine Finsternis wieder an ähnlicher geografischer Länge statt.[11]

Die Vielfachen des synodischen und drakonischen Monats stimmen nicht ganz exakt überein, was bewirkt, dass nach Ablauf einer Saros-Periode der Mond seinen Bahnknoten erst 0,036 Tage nach Neumond erreicht, also etwas zu spät. Das hat zur Folge, dass sich bei am aufsteigenden Mondkonten stattfindenden Finsternissen die Zone der Finsternis etwa 250 Kilometer nach Süden verlagert. Bei Finsternissen, die am absteigenden Knoten stattfinden, ist es dieselbe Entfernung in nördlicher Richtung.[11] Über einen längeren Zeitraum betrachtet bewirkt dies, dass der Beginn einer in einer Saros-Periode aufeinander folgenden Finsterniskette mit einer partiellen Finsternis beginnt, die gerade mal so eben den Nordpol erreicht, wenn die Finsternisse am aufsteigenden Mondknoten stattfinden. Die folgenden Finsternisse werden immer weiter südlich stattfinden, irgendwann werden diese Finsternisse dann zentral, das heißt total oder ringförmig werden. Gegen Ende der Serie werden die Finsternisse spiegelbildlich zum Beginn der Serie am Südpol „herauswandern“. Diese Kette von Finsternissen nennt man Saros-Zyklus oder auch Saros-Serie, um Verwechslungen mit dem Begriff Saros-Periode zu vermeiden, der lediglich die Zeitspanne zwischen zwei Finsternissen einer Serie bezeichnet.[13]

Ein Saros-Zyklus stellt somit eine Art „Geschlecht“ von Sonnenfinsternissen dar. Die Saros-Zyklen werden fortlaufend nummeriert, das System stammt von holländisch-kanadischen Astronom Georg van Den Bergh, dabei erhalten am aufsteigenden Knoten stattfindende ungerade, am absteigenden stattfindende geradzahlige Klassifikationsnummern. Je nach Konstellation kann ein Saros-Zyklus dabei von 68 bis zu 81 Sonnenfinsternissen umfassen, in letzterem Fall ist der Saros-Zyklus dann 1442 Jahre aktiv. Die Finsternisse verschiedener Saros-Zyklen sind dabei miteinander verzahnt, es laufen zu jedem Zeitpunkt etwa 43 solcher Zyklen parallel ab.[14]

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Diamantringeffekt
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Lichtkringel durch das Blätterwerk eines Baumes
Beleuchtung während einer Sonnenfinsternis
Theoretische Lichtkurve der totalen Sonnenfinsternis von 1999, halblogarithmische Darstellung

Phänomene während einer Sonnenfinsternis

Besonders faszinierend ist die Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis. Nicht nur wegen ihres Seltenheit an einem bestimmten Ort, sondern auch wegen der beeindruckenden Lichtverhältnisse, zählt sie zu den eindrucksvollsten Naturphänomenen überhaupt. So nimmt die Beleuchtungsstärke auf etwa 1/10.000 bis 1/100.000 der normalen Sonnenscheinhelligkeit ab, was etwa der 50- bzw. 5-fachen Helligkeit einer Vollmondnacht entspricht. Die empfundene Helligkeitsänderung ist dabei in etwa zehn Sekunden vor bzw. 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.

Etwa eine Minute, bevor die Sonne durch den Mond komplett verfinstert ist, schrumpft die schmale, nach wie vor gleißend helle, Sonnensichel mehr und mehr zusammen. Gelegentlich können in diesem Moment – abhängig von den atmosphärischen Bedingungen – fliegende Schatten beobachtet werden, dies sind durch Luftflimmern verursachte Schlieren und Bänder, die über den Boden huschen. Oft tritt ein böiger Finsterniswind auf, der die Dramatik kurz vor dem Finsternishöhepunkt fühlbar verstärkt. Noch bevor die Totalität eintritt, ist bereits die innere Sonnenkorona in der Form eines Diamantrings zu erkennen. Wenn die letzten Sonnenstrahlen durch Mondtäler am Rand des Mondes scheinen, zerfällt die sehr schmale Sonnensichel in mehrere Perlen, das sogenannte Perlschnurphänomen (englisch: Baily's beads). Anschließend leuchtet die Sonnenkorona 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.

Die Lichtveränderung in der Natur ist während einer totalen Sonnenfinsternis eindrucksvoll. 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. Um die finstere Sonne herum können die hellsten Planeten und Fixsterne (Stern) gesehen werden. Oft fällt die Temperatur während einer totalen Sonnenfinsternis um mehrere Grad. Auch Tiere reagieren auf die plötzlich hereinbrechende Dunkelheit. Vögel verstummen, während Fledermäuse aus ihren Verstecken hervorkommen.

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

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 beobacht werden.

Häufigkeit von Sonnenfinsternissen

Seltenheit zentraler Sonnenfinsternisse an einem bestimmten Ort

Totalitätszonen aller Sonnenfinsternisse im Zeitraum 1001 und 2000 n.Chr.
Diese Darstellung zeigt, dass selbst im Zeitraum von einem Jahrtausend nicht an jedem Punkt der Erdoberfläche eine totale Sonnenfinsternis eintritt.

Im Schnitt kann nur etwa alle 375 Jahre über einem bestimmten Ort mit einer totalen, und alle 224 Jahre mit einer ringförmigen Sonnenfinsternis gerechnet werden. Zusammen ergibt das im Durchschnitt für einen bestimmten Ort eine totale oder ringförmige Sonnenfinsternis alle 140 Jahre. [15] Der Grund dafür ist, dass der Streifen, in dem eine zentrale Sonnenfinsternis beobachtet werden kann, sehr schmal ist. In der Schweiz fand die letzte totale Sonnenfinsternis vor dem 11. August 1999 am 22. Mai 1724 statt, in Österreich am 8. Juli 1842 und in Deutschland am 19. August 1887, die nächste wird jene vom 3. September 2081 sein. In Chroniken häufiger erwähnt ist die totale Sonnenfinsternis in den Vormittagsstunden des 12. Mai 1706, eine knapp über vierminütige Sonnenfinsternis, die von der Côte d’Azur kommend quer über die gesamte Schweiz und Südostdeutschland nach Polen verlief.

Abweichend von der oben erwähnten durchschnittlichen Häufigkeit von totalen oder ringförmigen Sonnenfinsternissen ist es aber auch durchaus möglich, dass Orte wesentlich kürzer auf eine zentrale Sonnenfinsternis warten müssen. So war etwa in einem Gebiet östlich von Ankara (Türkei) die totale Finsternis vom 11. August 1999 und diejenige vom 29. März 2006 innerhalb von nur sieben Jahren zu sehen. Noch kürzer, nämlich nur 18 Monate, mussten die Bewohner von Angola warten; nach der Totalfinsternis vom 21. Juni 2001 gab es bereits am 4. Dezember 2002 erneut eine „Schwarze Sonne“ zu sehen. Auch der Schweiz, Teilen Süddeutschlands und Teilen Österreichs steht ein so kurzes Intervall bevor: Nach der totalen Sonnenfinsternis vom 3. September 2081 folgt knapp sechs Monate später, am 27. Februar 2082 gegen Abend, eine ringförmige Finsternis.[16] Andererseits gibt es Orte, in denen über einen Zeitraum von mehr als vier Jahrtausenden keine totale Sonnenfinsternis eintritt. [17]

Gleichzeitiges Auftreten eines Planetentransits

Prinzipiell ist das simultane Auftreten einer Sonnenfinsternis und eines Planetentransits möglich. Allerdings sind derartige Ereignisse extrem selten. So werden erst am 5. Juli 6757 ein Merkurdurchgang und am 5. April 15232 ein Venusdurchgang zeitgleich mit einer Sonnenfinsternis auftreten[18].

Am 4. Juni 1769 ereignete sich nur fünf Stunden nach Ende des Venusdurchgangs eine totale Sonnenfinsternis[18], die in Europa, den nördlichsten Teilen Nordamerikas und in Nordasien zumindest als partielle Sonnenfinsternis zu sehen war. Dies war der geringste zeitliche Abstand zwischen einem Planetentransit und einer Sonnenfinsternis in historischer Zeit.

Sonnenfinsternisse und Raumfahrt

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

Im Weltraum ist es vergleichsweise einfach, jederzeit eine „Sonnenfinsternis“ zu simulieren. Hierzu muss lediglich die Sonnenscheibe durch eine passend große Blende in entsprechendem Abstand abgedeckt werden, um etwa die Korona zu fotografieren und untersuchen zu können. Dies ist auf der Erde wegen des Streulichts der Atmosphäre nicht möglich. Dieses Prinzip wird beispielsweise beim Beobachtungsinstrument LASCO an Bord der Raumsonde SOHO eingesetzt. Allerdings muss bei solchen Aufnahmen die helle, innere Korona abgedeckt werden, die bei Beobachtung einer Sonnenfinsternis auf der Erde fotografiert werden kann.[19] Deshalb ist es besonders interessant, die bei einer Sonnenfinsternis von der Erde aus gemachten Aufnahmen mit den zeitgleich im Weltraum produzierten abzugleichen.[20]

Die Raumfahrt spielt aber auch eine große Rolle bei der Verfolgung einer Sonnenfinsternis auf der Erde. Die erste dokumentierte Beobachtung einer irdischen Sonnenfinsternis aus dem All stammt von Gemini 12, es handelte sich um die totale Sonnenfinsternis vom 12. November 1966. Aufnahmen des sich über die Erde bewegenden Schattens wurden auch von der Mir gemacht, die Bilder von der Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 waren eine der letzten, bevor die Station ausgemustert wurde.[21] Während der totalen Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 passierte die Internationale Raumstation (ISS) beinahe den Kernschatten, dabei wurden einige Aufnahmen des Schattens auf der Erde gemacht. An wenigen Orten von der Erde aus gesehen lieft die ISS vor der teilweise verfinsterten Sonne vorbei.[22]

Aktuelle Sonnenfinsternisse

Die Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 war die vorerst letzte von Mitteleuropa aus sichtbare totale Sonnenfinsternis. Weitere bedeutende bisherige Finsternisse im 21. Jahrhundert waren die totalen vom 21. Juni 2001 und 29. März 2006 sowie der seltene Grenzfall einer ringförmig-totalen Finsternis vom 8. April 2005.

Die nächste Sonnenfinsternis ist die ringförmige Finsternis vom 26. Januar 2009, diese ist in Südafrika, in der Antarktis, Südostasien und Australien zu sehen. Die nächste totale Sonnenfinsternis findet am 22. Juli 2009 statt und ist von Indien, Südostasien und China zu beobachten. 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.

Langfristige Entwicklung und Vorhersage von Sonnenfinsternissen

Für die zukünftige Entwicklung des Erde-Mond-Systems gilt als unumstritten, dass der Mond sich immer weiter von der Erde entfernen und die Erdrotation sich verlangsamen wird. Durch die Zunahme der Entfernung des Mondes – im Mittel knapp vier Zentimeter pro Jahr – wird sich die durchschnittliche Dauer der Totalität in Zukunft abnehmen und es wird irgendwann keine totalen Sonnenfinsternisse mehr geben, da die scheinbare Größe des Mondes auch unter günstigsten Konstellationen nicht mehr ausreicht, die Sonne vollständig zu bedecken. Dies wird nach heutigen Berechnungen in 620 Millionen Jahren der Fall sein.[23]

Es ist ebenfalls unstrittig, dass durch Gezeitenreibung die Erdrotation sich verlangsamen und die Tageslänge zunehmen wird. Der Betrag dieser Zunahme ist aber – auch abgesehen von den kurzfristigen Schwankungen – nicht prognostizierbar. In der Vergangenheit hätte die Tageslänge aufgrund der Gezeitenreibung um 23 μs zunehmen müssen, nahm aber nur um etwa 16 μs jährlich zu, was auf die Postglaziale Landhebung und den damit verbunden Pirouetteneffekt zurückgeführt wird. Der Fehler, der aus der nicht exakt für die Zukunft und die Vergangenheit berechenbaren Tageslänge resultiert, wirkt sich am stärksten auf den Ort aus, an dem eine Finsternis sichtbar war oder sein wird. Für die exakte Berechnung der Daten historischer Finsternisse sind deshalb auch Korrekturfaktoren zu berücksichtigen.[24]

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 günstig wie auf der Erde, bei der die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond fast gleich sind.[25]

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. Für einen hypothetischen Astronauten auf dem Jupiter wären allerdings diese Finsternisse nicht so interessant wie die, die er von der Erde kennt. Die am Jupiterhimmel sichtbaren Mondscheiben sind nämlich deutlich größer als die Sonnenscheibe, die nur etwa ein Fünftel so groß wie auf der Erde ist, weshalb die Korona praktisch nicht zu sehen wäre.[25]

Bei den weiteren äußeren Planeten sind Sonnenfinsternisse schwer zu beobachten und auch sehr selten, da die Äquatorebene, in der die Monde umlaufen, zur Bahnebene des Planeten 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.[25]

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ Keller: Kosmos Himmelsjahr 1999. Seite 151–160, siehe Literatur
  2. ↑ Am 15. August 310 v. Chr. im proleptischen julianischen Kalender. Es besteht eine Differenz von fünf Tagen zum heutigen Kalender, die in Abzug gebracht werden muss. Quelle: MPIA U.Bastian/A.M. Quetz und J.Meeus Astronomische Berechnungen für Ephemeris Tool 4,5.
  3. ↑ Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 31f, siehe Literatur
  4. ↑ a b c Hans-Ulrich Keller: Kompendium der Astronomie. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, Seite 103–109
  5. ↑ J. P. McEvoy: Sonnenfinsternis. Seite 92, siehe Literatur
  6. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels III. Willmann-Bell, Richmond 2004, ISBN 0-943396-81-6, Kap. 10
  7. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels IV. Willmann-Bell, Richmond 2007, ISBN 0-943396-87-3, Kap. 8
  8. ↑ Die meisten hybriden Sonnenfinsternisse beginnen und enden mit einer ringförmigen Phase. Es gibt aber auch asymmetrische solche Finsternisse, die nur zu Beginn oder am Ende ringförmig sind. Weiteres siehe Five Millennium Catalog of Hybrid Solar Eclipses der NASA.
  9. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels III. Willmann-Bell, Richmond 2004, ISBN 0-943396-81-6, Kap. 7
  10. ↑ Seidelmann, P.K. (Hrsg.): Explanatory Supplemement to the Astronomical Almanac. University Science Books, Mill Valley 1992, ISBN 0-935702-68-7, S. 463
  11. ↑ a b c Thorsten Neckel: So funktioniert der Saros-Zyklus. In: Sterne und Weltraum. Spezial 4, Sonne. Der Stern in unserer Nähe. 1999, Seite.109, ISBN 3-87973-503-4
  12. ↑ Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 96ff, siehe Literatur
  13. ↑ J. P. McEvoy: Sonnenfinsternis. Seite 85ff, siehe Literatur
  14. ↑ J. P. McEvoy: Sonnenfinsternis. Seite 87–90, siehe Literatur
  15. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 1997, S. 88ff. ISBN 0-943396-51-4
  16. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 1997, S. 93ff. ISBN 0-943396-51-4
  17. ↑ J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, S. 98ff. ISBN 0-943396-74-3
  18. ↑ a b J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels III. Willmann-Bell, Richmond 2004, ISBN 0-943396-81-6, Kap. 44
  19. ↑ Jay M. Pasachoff: Finsternisforscher hoffen auf freie Sicht. Spiegel-Online vom 29. März 2006
  20. ↑ Andreas Hänel: Die Sonnenfinsternis vom 11. 8. 1999. In: Osnabrücker Naturwissenschaftliche Mitteilungen. Band 26, S. 7–14, 2000 (online)
  21. ↑ Astronomy Picture of the Day: Looking Back on an Eclipsed Earth.
  22. ↑ astronomie.info: Zwei gleichzeitige Verfinsterungen − Der Mond und die Raumstation ISS vor der Sonne
  23. ↑ Mark Littmann, Ken Willcox, Fred Espenak: Totality Eclipses of the Sun, ISBN 0-19-953209-5, Oxford University Press, New York 199, Seite 167
  24. ↑ L. Morrison, F. R. Stephenson: Historical Values of the Earth's Clock Error ΔT and the Calculation of Eclipses, In: Journal for the History of Astronomy, Band 35 Teil 3, August 2004, Nr. 120, Seite 327–336
  25. ↑ 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 [1]
  • Hans Ulrich Keller (Hrsg.): Kosmos Himmelsjahr 1999. Franckh-Kosmos, Stuttgart 1998, ISBN 3-440-07570-2
Wiktionary: Sonnenfinsternis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Sonnenfinsternis – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Allgemein

Zusammenstellungen und Berechnung

Einzelereignisse

Diverses

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