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Dieser Artikel beschäftigt sich mit dem astronomischen Ereignis; zu Informationen zu dem Roman von Arthur Koestler siehe Sonnenfinsternis (Roman).

Animation der totalen Sonnenfinsternis von 2006, der kleine, dunkle Punkt ist der Kernschatten, der hellere Bereich der Halbschatten

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. Die Größe von Sonne, Erde und Mond und die Umlaufbahnen stehen dabei in einem solchen Verhältnis, dass der scheinbare Durchmesser der Sonne und des Mondes von der Erde aus gesehen gleich groß sind und der Mond die Sonne gerade so vollständig bedecken kann. Der Kernschatten, den der Mond auf die Erdoberfläche wirft, ist folglich nicht besonders groß. Bei der Finsternis von 1999 beispielsweise betrug der Radius des ungefähren Kreises des Kernschattens rund um Stuttgart knapp 55 Kilometer^[1], die Finsternis konnte aber dort wegen des regnerischen Wetters kaum beobachtet werden.

[Bearbeiten] 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 am 28. Mai 585 v. Chr. statt.

Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für die Sonnenfinsternis vom 10. August 310 v. Chr.,^[2] die von der Flotte des Agathokles auf ihrem Feldzug gegen Karthago beobachtet wurde, sowie für die Finsternis vom 15. 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 an einem Freitag des jüdischen Monats Nisan hingerichtet wurde, was während des Frühlings ist. In diesem Zeitraum hat es in den in Frage kommenden Jahren um das Jahr 30 allerdings keine solche Finsternis gegeben. Zudem deuten die Berichte an, dass die Kreuzigung am 14. oder 15. des Monats stattfand. Eine Sonnenfinsternis zu diesem Termin ist unmöglich, da zur Monatsmitte des jüdischen Kalenders Vollmond gewesen sein muss.^[3] Die einzige Finsternis, die in Frage kommen könnte, fand am 22. November des Jahres 29 statt^[4].

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.

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.

[Bearbeiten] Grundlagen von Sonnen- und Mondfinsternis

Da der Mond in der Nähe der Erdbahnebene (Ekliptik) läuft, kommt es gelegentlich zu Konstellationen, bei denen der Schatten des Mondes auf die Erde (Sonnenfinsternis) oder umgekehrt der Schatten der Erde auf den Mond (Mondfinsternis) fällt. Sonnenfinsternisse treten nur bei Neumond, Mondfinsternisse nur bei Vollmond ein.

Da die Mondbahn leicht zur Ekliptik geneigt ist, findet eine Sonnenfinsternis zudem nur dann statt, wenn der Mond sich an einem Punkt befindet, an dem die Mondbahn die Ekliptik schneidet, einem so genannten Knotenpunkt. Den Knotenpunkt, bei dem der Mond von der Süd- zur Nordhemisphäre der Himmelskugel wechselt, bezeichnet man dabei als aufsteigenden, den umgekehrten Wechsel als absteigenden Mondknoten.

Nur an den Punkten 2 und 3 kann eine Sonnenfinsternis entstehen, bei 1 und 4 eine Mondfinsternis. An allen anderen Positionen zieht der Mond über oder unter der Ekliptik vorbei.

Entfernungen und Größenverhältnisse nicht maßstabsgerecht, der Winkel der Mondbahn zur Ekliptik ist zur Veranschaulichung vergrößert dargestellt.

[Bearbeiten] Arten von Sonnenfinsternissen

Der scheinbare Durchmesser des Mondes reicht bei manchen Finsternissen aus, die Sonne vollständig zu bedecken, bei manchen 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 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, was aber normal kaum auffällt. Zudem trifft der Schattenkegel des Mondes in manchen Fällen die Erde nicht voll sondern streift sie nur. Aus diesem Grund werden vier verschiedene Arten von Sonnenfinsternissen unterschieden.

[Bearbeiten] Partielle Sonnenfinsternis

Wenn der Kernschattenkegel des Mondes die Erde überhaupt nicht trifft, sondern knapp an ihr vorbeizieht, spricht man von einer partiellen Sonnenfinsternis. An keinem Punkt der Erde steht also der Mond vollständig vor der Sonne, sondern bedeckt nur einen Teil von ihr. Der durch eine partielle Finsternis verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad wahrnehmbar.

Alle anderen Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man auch als zentrale Finsternisse. Bei diesen werden wiederum drei Arten unterschieden. Auch bei diesen ist die Finsternis zu Beginn und am Ende sowie an weiter von der Zentrallinie entfernten Punkten als partielle Finsternis zu beobachten.^[5]

[Bearbeiten] 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. Zu Beginn und am Ende sowie außerhalb der Totalitätszone ist diese Finsternis nur partiell zu beobachten. 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 unserer 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^[5]. 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“.^[6] Die Totalität der längsten theoretisch möglichen Finsternis dauert gegenwärtig 7 Minuten und 32 Sekunden.^[7]

[Bearbeiten] Ringförmige Sonnenfinsternis

Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen die Größenverhältnisse der scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond an keinem Punkt der Erde eine vollständige Bedeckung ermöglichen, erreicht die Spitze des Kernschattens des Mondes die Erdoberfläche nicht. Es bleibt also selbst auf der Zentrallinie der Finsternis der äußere Rand der Sonne sichtbar. Wie bei einer partiellen Finsternis ist bei einer ringförmigen die Sonnenkorona nicht sichtbar, weil sie durch das direkte Licht vom verbliebenen Ring der Photosphäre überstrahlt wird.^[5]

Die ringförmige Phase kann dabei länger sein als die Totalität einer totalen Finsternis. Dies liegt daran, dass der bei einer ringförmigen Finsternis „kleinere“ Mond einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis er an der Sonnenscheibe vorbei ist. Die Dauer der ringförmigen Phase kann über 12 Minuten betragen.^[8]

[Bearbeiten] Hybride Sonnenfinsternis

Eine hybride Sonnenfinsternis – auch ringförmig-totale Finsternis genannt – beginnt oder^[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 auf der Zentrallinie ringförmig, in dem dazwischen liegenden Abschnitt der Zentrallinie 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. Der Mond deckt die Sonne also gewissermaßen „gerade so“ ab und dies, wegen der Kugelform der Erde, eben auch nicht während des gesamten Verlaufs – daher der Wechsel. Dementsprechend kurz ist bei einer solchen Finsternis die totale Phase.

[Bearbeiten] Kenngrößen einer Sonnenfinsternis

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

[Bearbeiten] Bedeckungsgrad und Größe

Das Ausmaß der Verfinsterung wird durch den Bedeckungsgrad oder die Größe beschrieben.

Während des Verlaufs einer Finsternis nimmt die Größe der Verfinsterung langsam zu, erreicht einen Maximalwert und nimmt wieder ab. Die für einen Beobachter an einem geeigneten Ort maximal erreichbare Größe ist eine wichtige Kenngröße der Finsternis und findet sich als „Größe der Finsternis“ in einschlägigen Tabellenwerken.

[Bearbeiten] Gamma-Wert

Der Gamma-Wert beschreibt, wie zentral der Kernschatten des Mondes die Erde trifft. Er misst die geringste Entfernung, in welcher die Kernschattenachse am Erdmittelpunkt vorbeizieht, und drückt sie als Bruchteil des Äquatorradius der Erde aus.

Das Vorzeichen des Gamma-Werts gibt an, ob der Kernschatten nördlich oder südlich des Erdmittelpunkts vorbeizieht, ein positiver Wert bedeutet nördlich. Anhand des Vorzeichens lässt sich abschätzen, ob sich die Finsternis mehr auf der Süd- oder der Nordhalbkugel abspielt.

[Bearbeiten] 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 bewirkt, 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]

[Bearbeiten] Phänomene während einer Sonnenfinsternis

Theoretische Lichtkurve der totalen Sonnenfinsternis von 1999, halblogarithmische Darstellung

Bei der Beobachtung einer Sonnenfinsternis und generell bei der Sonnenbeobachtung ist große Vorsicht geboten. Man darf niemals von bloßem Auge oder mit einem ungefilterten Fernglas oder Teleskop direkt in die Sonne schauen. Gravierende Augenschäden bis hin zur Erblindung könnten die Folge sein. Während einer partiellen Sonnenfinsternis, wenn der Mond die Sonne also nur teilweise abdeckt, ist ein Sonnenfilter unabdingbar. Für die Beobachtung mit freiem Auge werden Sonnenfinsternisbrillen empfohlen.

Nur während der kurzen Minuten der Totalität dürfen die Sonnenfilter für die Beobachtung von den optischen Geräten entfernt werden.

Besonders faszinierend ist die Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis. Nicht nur wegen ihres hohen Seltenheitswertes über einem bestimmten Gebiet, 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, schmilzt die schmale, nach wie vor gleißend helle, Sonnensichel mehr und mehr zusammen. Gelegentlich können in diesem Moment – je nach atmosphärischen Bedingungen – „fliegende Schatten“ beobachtet werden, durch Luftflimmern verursachte Schlieren und Bänder, die über den Boden huschen. Oft tritt ein böiger Finsterniswind auf, der den dramatischen Moment kurz vor dem Finsternishöhepunkt fühlbar verstärkt. Die Temperatur fällt ebenfalls um mehrere Grad. Noch bevor die Totalität da ist, kann man von Auge bereits die innere Sonnenkorona erkennen. Wenn die letzten Sonnenstrahlen durch mehrere Mondtäler am Mondrand scheinen, zerfällt die sehr schmale Sonnensichel in mehrere "Perlen" (engl. Baily's beads). Man spricht vom Perlschnurphänomen. Wenn nur noch ein Lichtfleck am Mondrand zu sehen ist, erkennt man bereits die innere Korona, und es ersteht der Eindruck des Diamantrings. Erst wenn diese Effekte vorbei sind, entfaltet sich die Sonnenkorona um die dunkle Mondscheibe herum in voller Pracht. Je nach Sonnenaktivität erscheint die Form der Korona eher gleichmäßig (Maximum) oder länglich (Minimum).

Über dem Mondrand können während der totalen Phase, die ohne Sonnenfilter beobachtet werden darf/muss, rötlich die Protuberanzen gesehen werden. Wenige Augenblicke vor Beginn oder kurz vor Ende der Totalität wird der rötliche Lichtsaum der Chromosphäre sichtbar.

Die Lichtveränderung in der Natur ist während einer totalen Sonnenfinsternis einzigartig. Schon ab hochprozentiger partieller Finsternis nimmt das Licht eine unnatürliche bleifarbene Tönung an. Schatten werden auf einmal konturreicher, und im Schatten von Bäumen und Sträuchern bilden sich durch den sogenannten „Lochblenden-Effekt“ (Camera obscura) hundertfach Sonnensichelchen und Lichtkringel auf dem Boden (Fliegende Schatten oder Tanzende Schatten).

Mit Eintritt der Totalität färbt sich der Horizont innerhalb einer halben Minute orangegelb bis rötlich, während der Kernschatten den Himmel in Zenitnähe tief dunkelblau erscheinen lässt. Mit etwas Glück können die hellsten Planeten oder Fixsterne (Stern) um die finstere Sonne herum gesichtet werden.

Oft fällt die Temperatur während einer totalen Sonnenfinsternis um mehrere Grade. Durch den kurzzeitigen Temperaturabfall klarte schon oft ein bedeckter Himmel während einer Sonnenfinsternis für Augenblicke auf. 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. Diese Art von Finsternis muss man durchgehend mit Sonnenfilter beobachten.Das Perlschnurphänomen kann beim 2. und 3. Kontakt einer ringförmigen Finsternis gesehen werden.

[Bearbeiten] Besondere Sonnenfinsternisse

[Bearbeiten] Simultanes Auftreten einer Sonnenfinsternis und 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 eine Sonnenfinsternis im südlichen Pazifik und am 5. April 15232 ein Venusdurchgang und eine Sonnenfinsternis gleichzeitig auftreten. Allerdings ist es ziemlich schwierig alle beteiligten Effekte genau genug zu bestimmen und für die Zukunft abzuschätzen, so z. B. die Änderung der Bahnperiode des Mondes aufgrund der Erdrotation, sodass diese Vorhersagen mit großer Vorsicht zu betrachten sind.

Am 4. Juni 1769 ereignete sich nur fünf Stunden nach Ende des Venustransits eine totale Sonnenfinsternis, 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.

[Bearbeiten] Andere Sonnenfinsternisse

Im ganzen Sonnensystem gibt es Sonnenfinsternisse, jedoch sind sie nirgends so ausgeprägt wie jene auf der Erde. Dies hängt mit dem Abstand des Mondes von der Erde, der Mondgröße und der Entfernung der Erde zur Sonne zusammen. Der Erdmond ist bezogen auf seine Größe – im Verhältnis zu anderen Satelliten – nicht allzu weit von der Erde entfernt und somit kann er die Sonnenscheibe vollständig abdecken.

[Bearbeiten] Seltenheit von zentralen Sonnenfinsternissen über einem bestimmten Ort

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

Im Schnitt kann nur etwa alle 375 Jahre über einem ganz 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] Grund für dieses seltene Auftreten sind die schmalen Streifen, in denen das zentrale Sonnenfinsternisereignis beobachtet werden kann. 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]

[Bearbeiten] 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.

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

[Bearbeiten] Sonstiges

[Bearbeiten] Berechnung historischer Sonnenfinsternisse

Durch die Verlangsamung der Erdrotation ergeben sich Differenzen zu den Angaben von Sonnenfinsternissen in TDT/TD. Beispiele hierzu:

[Bearbeiten] Raumfahrt

Der Mondschatten auf der Erde während einer Sonnenfinsternis von der Internationalen Raumstation (ISS) aus gesehen.

Mit dem Aufkommen der Raumfahrt wurden Sonnenfinsternisse auch von Raketen beobachtet. Zu nennen sind dabei vor allem die folgenden Beobachtungskampagnen:

[Bearbeiten] Siehe auch

[Bearbeiten] Einzelnachweise

[Bearbeiten] Literatur

[Bearbeiten] Weblinks

Wiktionary: Sonnenfinsternis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen und Grammatik

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