Sonnenfinsternis

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, was nur bei Neumond möglich ist, und dementsprechend ein Schatten über die Erde streicht.

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

Geschichte

Aus Keilschriften geht hervor, dass den Babyloniern ab etwa 800 v. Chr. schon Finsterniszyklen mit der Sarosperiode (rund 18 Jahre) bekannt waren. Motiviert waren diese erstaunlichen Forschungen unter anderem dadurch, dass Sonnenfinsternisse in der Antike und bis in die frühe Neuzeit als Unheil bringende Zeichen göttlicher Mächte galten.<ref>Dors Unbehaun: Sonnenfinsternisse in der Geschichte bei astronomie.de, abgerufen am 3. Mai 2015.</ref>

Bekannt ist etwa die von Herodot überlieferte Anekdote, wonach Thales von Milet für die Zeit eines Krieges zwischen den Medern und den Lydern eine Sonnenfinsternis vorausgesagt habe. Als diese tatsächlich eintrat, hätten die Gegner den Kampf erschreckt beendet und Frieden geschlossen. Dabei könnte es sich um die Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr. handeln<ref>Stephenson, F. R. & Fatoohi, L. J.: Thale’s Prediction of a Solar Eclipse, Journal for the History of Astronomy,11/1997,p.279. Abgerufen am 2. April 2015</ref>, einige Argumente sprechen jedoch auch für die Sonnenfinsternis vom 16. März 581 v. Chr.<ref>Panchenko, D.: Thales’s Prediction of a Solar Eclipse, Journal for the History of Astronomy, 11/1994, p.275. Abgerufen am 2. April 2015</ref> Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für eine Sonnenfinsternis im August 310 v. Chr., die von der Flotte des Agathokles auf ihrem Feldzug gegen Karthago beobachtet wurde, sowie für eine Finsternis im April 136 v. Chr., die in Mesopotamien beobachtet wurde. Auch aus China sind entsprechende Finsternisbeobachtungen überliefert. Inwieweit antike Astronomen Sonnenfinsternisse tatsächlich vorhersagen konnten, ist in der Forschung umstritten; sicher ist aber, dass bereits den babylonischen Astronomen die Saros-Periode bekannt war. Der antike Mechanismus von Antikythera, ein Gebilde von Zahnrädern wahrscheinlich aus dem 2. oder 1. Jhd. v. Chr., kann als Kalendarium angesehen werden, das analogrechnend unter anderem auch die Vorhersage von Sonnen- und Mondfinsternissen erlaubte.<ref>Gernot Meiser: Aus der Geschichte bei astronomie.de, abgerufen am 3. Mai 2015.</ref>

Die rund dreistündige Finsternis bei der Kreuzigung Jesu Christi, wie sie im Neuen Testament berichtet wird,<ref>Lukas 23,44-45, Matthäus 27,45 und Markus 15,33. Das Johannesevangelium erwähnt ein solches Ereignis nicht.</ref> kann keine Sonnenfinsternis im hier behandelten Sinne gewesen sein. Denn alle vier Evangelien stimmen darin überein, dass Jesus am 14. oder 15. des jüdischen Monats Nisan gekreuzigt wurde; zu diesem Termin aber ist eine Sonnenfinsternis unmöglich, da im jüdischen Kalender um die Monatsmitte Vollmond ist, nicht der für eine Sonnenfinsternis erforderliche Neumond. Dahingegen beschreibt die Bibel, dass im Alten Testament, beim Auszug der Juden aus Ägypten, eine Sonnenfinsternis eine wichtige Rolle gespielt haben muss.<ref>Berthold Seewald:Recke deine Hand gen Himmel, dass eine solche Finsternis werde in Ägypten, dass man sie greifen kann. Und Mose reckte seine Hand gen Himmel bei welt.de, abgerufen am 3. Mai 2015.</ref>

Die in der Antike begonnene wissenschaftliche Behandlung von Sonnenfinsternissen rückte erst mit der Etablierung des heliozentrischen Weltbildes durch Kopernikus und Kepler wieder in das Blickfeld der Forscher. Es war Edmond Halley, dem es gelang, die totale Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715 vorherzusagen und auch den Verlauf der Totalitätszone in Großbritannien anzugeben. Halley versuchte sich andererseits darin, seine Kenntnisse der Bahnbewegung von Sonne und Mond dazu zu nutzen, Finsternisse in der Vergangenheit zu erforschen. Dabei stieß er auf unerwartete Widersprüche; totale Sonnenfinsternisse, die tatsächlich im östlichen Mittelmeer beobachtet worden waren, hätten Halleys Berechnungen zufolge in Spanien stattfinden müssen. Es stellte sich heraus, dass dieser Widerspruch dadurch zu erklären war, dass die Rotationszeit der Erde nicht konstant ist, sondern sich die Erdumdrehungen zunehmend verlangsamen. Damit nimmt die Tageslänge pro Jahr durchschnittlich um rund 17 Mikrosekunden zu. Über die Jahrhunderte summiert sich dieser Effekt, sodass er für die Berechnung historischer Finsternisse berücksichtigt werden muss.<ref name="KellerKompendium98">Hans-Ulrich Keller: Kompendium der Astronomie. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, Seite 98–101, siehe Literatur</ref>

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

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

Grundlagen einer Sonnenfinsternis

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

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

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

Da Sonne, Mond und Erde keine punktförmigen Gebilde sind, können Sonnenfinsternisse auch noch in einem gewissen Abstand zum Mondknoten stattfinden, dem sogenannten Finsternis-Limit; beidseits knapp 17° gemessen als ekliptikaler Winkel beträgt dieser Bereich für Finsternisse, die durch den auf die Erde – bezogen als ganze – geworfenen Halbschatten des Mondes entstehen können. So kann gelegentlich – im Wechsel einer Reihe des Semesterzyklus von 8 bis 10 halben Jahren zur folgenden – nach einer partiellen Sonnenfinsternis schon etwa einen Monat später die nächste Sonnenfinsternis eintreten. Der Finsternisbereich für totale Sonnenfinsternisse jedoch hat nur eine Knotendistanz von rund ± 10,6° beziehungsweise beträgt etwa 22 Tage; so kann denn einer totalen nicht schon eine Lunation (durchschnittlich 29,53 Tage) später wieder eine Finsternis der Sonne folgen, wohl aber nach etwa einer halben Lunation eine Mondfinsternis. In jedem Kalenderjahr gibt es mindestens 2, maximal aber 5 Sonnenfinsternisse.<ref group="A">Der NASA Five Millennium Catalog of Solar Eclipses −1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE) gibt folgende Verteilung an: 2 Finsternisse in 72,5 %, 3 Finsternisse in 17,5 %, 4 Finsternisse in 9,5 % und 5 Finsternisse in 0,5 % der Jahre.</ref>

Arten von Sonnenfinsternissen

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

Eine Finsternis, bei der die Erde ausschließlich vom Halbschatten des Mondes erreicht wird, heißt in diesem Sinn eine partielle Sonnenfinsternis.<ref name="canon">H. Mucke, J. Meeus: Canon der Sonnenfinsternisse −2003 bis +2526, Astronomisches Büro, Wien, 2. Auflage, 1999 , 6. Der Verlauf einer totalen Sonnenfinsternis</ref> angenommen (schwarze Pfeile). Die vektorielle Addition ergibt die Richtung und die Geschwindigkeit der Schattenbahn des Mondes am Ort der maximalen Finsternis relativ zur Erdoberfläche (rote Pfeile). Die Ergebnisse bestätigen die von der NASA vorgegebenen Richtungen (blaue Linien) an diesen Orten. Der Ort der maximalen Finsternis befindet sich im zweiten Beispiel auf dem südlichen Wendekreis. Dort ist die Umfangsgeschwindigkeit an der Erdoberfläche kleiner als am Äquator (Faktor = cos 23,44° ≈ 0,92).

Die Berechnung des Verlaufs einer in der Zukunft liegenden Sonnenfinsternis auf der Erdoberfläche beinhaltet mit zunehmender zeitlicher Distanz eine immer größere Unsicherheit. Dies liegt daran, dass die Erdrotation nicht konstant ist. Durch Gezeitenreibung wird die Rotationsgeschwindigkeit der Erde permanent verringert, so dass im Mittel jeder Tag um 17 µs länger wird. Diese kleinsten Zeiteinheiten addieren sich auf und werden in unregelmäßigen Abständen in Form von Schaltsekunden korrigiert. Die Anzahl der Schaltsekunden geht als Delta T in die Berechnung der Finsternisse ein, kann aber für die Zukunft nur durch Rechenmodelle abgeschätzt werden. Für Finsternisse, die mehr als einige Jahrzehnte in der Zukunft liegen, kann das Delta T je nach Modell bis zu mehreren Minuten differieren. Da sich die Erdoberfläche am Äquator in einer Minute um 27,8 km fortbewegt, verschiebt sich die Position des Erdschattens, bezogen auf einen bezeichneten Ort auf der Erdoberfläche, entsprechend. Dies gilt natürlich auch für Finsternisse in der Vergangenheit, hier wird allerdings die Differenz zwischen berechnetem und berichtetem Ort der Finsternis zur Rekonstruktion des Delta T in der Vergangenheit verwendet.<ref group="A">Als Beispiel sei die ringförmige Sonnenfinsternis vom 23. Juli 2093 genannt, die den Norden und Osten Deutschlands überqueren wird. Während die NASA-Berechnung (http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEsearch/SEsearchmap.php?Ecl=20930723 Delta T = 187,5 s) die Hansestadt Hamburg in der Zone der Ringförmigkeit sieht, liegt sie nach der Calsky-Berechnung (http://www.calsky.com/ Delta T = 79,0 s) klar außerhalb der Zone, da letztere Berechnung die Zentrallinie ca. 25 km westlich sieht.</ref>

Zugehörigkeit zu einem Finsternis-Zyklus

→ Hauptartikel: Finsterniszyklen, Saros-Zyklus, Inexzyklus

In einem Kanon der Finsternisse<ref>zum Beispiel: Theodor Oppolzer, Canon der Finsternisse, Denkschriften der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften mathematisch naturwissenschaftlicher Classe, L II.Bd., Wien 1887</ref> werden alle Finsternisse nacheinander aufgelistet. Im Mittel folgen neun Finsternisse aufeinander im Abstand von sechs Lunationen und bilden so den Semester-Zyklus. Der vorherige und der nachfolgende Semester-Zyklus haben entweder einen Abstand von fünf Lunationen oder sie überschneiden Anfang bzw. Ende des betrachteten. Selten sind dabei Semester-Zyklen über zwei Finsternisse verschachtelt. Durch besondere Auswahl von Ereignissen lassen sich Finsterniszyklen mit noch höherer Zahl an Finsternissen bei größerem zeitlichem Abstand angeben, wobei sich die jeweiligen Finsternisereignisse in solchen Zyklen umso mehr ähneln, je länger deren Periode wird. Ein besonderer Zyklus ist der Saroszyklus; die Finsternisse eines solchen Zyklus sind sich überaus ähnlich, da Erde und Mond sich jeweils auf nahezu der gleichen Stelle ihrer Umlaufbahn befinden.

Phänomene während einer totalen Sonnenfinsternis

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).

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.

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 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 und nahezu alle tagaktiven Tiere suchen ihre Verstecke auf, während Fledermäuse und andere nachtaktive Tiere ihre Verstecke verlassen. Blumen schließen ihre Blüten.

Betrachtung einer Sonnenfinsternis

Bei der Beobachtung einer Sonnenfinsternis ist, wie generell bei der Sonnenbeobachtung, große Vorsicht geboten, da gravierende Augenschäden bis hin zur Erblindung die Folge sein können, wenn man direkt in die Sonne schaut. Für die direkte Beobachtung sind Sonnenfinsternisbrillen erforderlich,<ref>Sonnenfinsternis: Nicht direkt in die Sonne schauen, test.de, 16. März 2015, abgerufen am 17. März 2015</ref> beim Blick durch ein Fernglas oder Teleskop sind stärkere Filter nötig. Nur während der kurzen Zeitspanne einer Totalitätsphase können die Sonnenschutzbrillen abgenommen und die Sonnenfilter von optischen Geräten entfernt werden. Eine ringförmige oder partielle Finsternis aber muss durchgehend mit Lichtfilterung beobachtet werden.

Dagegen ist die indirekte Beobachtung des projizierten Abbildes der Sonnenscheibe auch mit ungeschütztem Auge möglich. Im einfachsten Fall reicht ein stopfnadelgroßes Loch in einer Postkarte, durch das die Lichtfigur schattenumrissen auf einen Hintergrund geworfen wird, ähnlich einer Camera obscura.

Emotionales Erlebnis

Eine totale Sonnenfinsternis bleibt für alle, die sie erleben, ein lange im Gedächtnis haftendes Ereignis. Es sind viele sonst völlig ungewohnte Phänomene, welche dazu beitragen: vor allem die besonderen Lichtverhältnisse und ihr plötzliches Eintreten, die still werdende Natur, der aufkommende Wind und (falls sichtbar) der fliegende Schatten oder die Sichtbarkeit heller Sterne. Weil totale Finsternisse selten und nur auf der schmalen Zentralzone zu beobachten sind, bleibt meist auch die Anreise zu diesem Ereignis und allfällige Vorbereitungen in der Erinnerung.

Das emotionale Erleben hat sehr eindrucksvoll der österreichische Dichter Adalbert Stifter anlässlich der Sonnenfinsternis vom Morgen des 8. Juli 1842 geschildert, die er in Wien beobachtet hat. Aus seiner sechsseitigen Schilderung<ref>Adalbert Stifter: Die Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842 auf www.strickling.net, abgerufen am 19. März 2015</ref> seien wegen Stifters gewisser Langatmigkeit nur einige Absätze herausgegriffen:

Häufigkeit von Sonnenfinsternissen an einem bestimmten Ort

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.<ref>J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 1997, S. 88 ff. ISBN</ref> 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<ref group="Anm.">Der Totalitätspfad der Sonnenfinsternis vom 8. Juli 1842 streifte den Süden der Schweizer Kantone Tessin und Graubünden. Die Totalität dauerte dort mehr als 1 Minute. Die Zentrallinie lag allerdings weit außerhalb der Schweiz.</ref>. In Österreich gab es zwischen dem 8. Juli 1842 und in Deutschland zwischen dem 19. August 1887 und dem 11. August 1999 keine totale Finsternis. Deutschland, die Schweiz und Österreich werden erst wieder am 3. September 2081 von einer totalen Finsternis getroffen.

Abweichend von der oben erwähnten durchschnittlichen Häufigkeit von totalen und ringförmigen Sonnenfinsternissen ist es durchaus möglich, dass Orte wesentlich kürzer auf eine zentrale Sonnenfinsternis warten müssen. So waren zum Beispiel in einem Gebiet östlich von Ankara (Türkei) die totale Finsternis vom 11. August 1999 und die vom 29. März 2006 innerhalb von nur sieben Jahren zu sehen. Noch kürzer, nämlich nur 18 Monate, mussten die Bewohner eines kleinen Gebietes von Angola südlich der Hafenstadt Sumbe 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.<ref>J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, S. 98ff. ISBN</ref>

<references group="Anm." />

Sonnenfinsternisse und Raumfahrt

Vor der Raumfahrt waren die Sonnenphysiker auf die raren Sonnenfinsternisse zur Untersuchung der meisten Eigenschaften der Sonne angewiesen. Im Weltraum ist es relativ einfach, jederzeit eine „Sonnenfinsternis“ zu simulieren. Die Sonnenscheibe wird durch eine passend große Blende in entsprechendem Abstand abgedeckt, um beispielsweise die Korona zu fotografieren und zu untersuchen. Dies ist auf der Erde wegen des Streulichts der Erdatmosphäre nicht möglich. Allerdings kann dabei die innere Korona wegen zu großer Helligkeit nicht untersucht werden, was bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde möglich ist.<ref>Jay M. Pasachoff: Finsternisforscher hoffen auf freie Sicht. Spiegel-Online vom 29. März 2006</ref> Solche Simulationen werden beispielsweise mit dem Beobachtungsinstrument LASCO an Bord der Raumsonde SOHO vorgenommen.

Die Raumfahrt spielt aber auch eine Rolle bei der Verfolgung einer Sonnenfinsternis auf der Erde. Die erste dokumentierte Beobachtung einer irdischen Sonnenfinsternis aus dem All stammt von Gemini 12: totale Sonnenfinsternis am 12. November 1966. Aufnahmen des sich über die Erde bewegenden Schattens wurden auch von der Mir gemacht, die Bilder vom 11. August 1999 gehören zu den letzten Aufnahmen vor der Ausmusterung der Station.<ref>Looking Back on an Eclipsed Earth – Astronomy Picture of the Day vom 30. August 1999 (englisch).</ref> Während der totalen Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 kam die Internationale Raumstation (ISS) dem Kernschatten des Mondes nahe, wobei einige Aufnahmen entstanden. Umgekehrt sah man von einigen Erd-Orten aus die ISS vor der teilweise verfinsterten Sonne vorbeiziehen.<ref>astronomie.info: Zwei gleichzeitige Verfinsterungen – Der Mond und die Raumstation ISS vor der Sonne</ref>

Aktuelle Sonnenfinsternisse

Die letzte totale Sonnenfinsternis fand am 20. März 2015 statt; sie war in Mitteleuropa nur als partielle Sonnenfinsternis mit ca. 60–80 % Verfinsterung zu beobachten. Ihr Kernschattenpfad verlief im Nordatlantik und im Europäischen Nordmeer.

Die letzte partielle Sonnenfinsternis auf der Erde fand am 13. September 2015 statt.

Die nächste Sonnenfinsternis auf der Erde wird am 9. März 2016 stattfinden. Es wird eine totale Sonnenfinsternis sein. Die Totalitätszone erstreckt sich von der Westküste Indonesiens bis in den Pazifik nördlich von Hawaii.

Die nächste in Mitteleuropa sichtbare Sonnenfinsternis wird am 10. Juni 2021 stattfinden, allerdings von dort aus gesehen nur mit vergleichsweise geringer Bedeckung der Sonne.

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

Historisch bedeutsame Sonnenfinsternisse

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

• Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr.: Diese Finsternis könnte von Thales von Milet vorhergesagt worden sein; somit wäre sie die erste gewesen, für die Ort und Zeitpunkt vorhergesagt wurde. Außerdem ist für diese Finsternis überliefert, sie sei der Anlass für das Ende des Krieges zwischen den Lydern und den Medern gewesen.
• 3. Mai 1715: Die Schattenbahn dieser Sonnenfinsternis über Südengland wurde von Edmond Halley vorhergesagt und die Finsternis war damit vermutlich die erste, für die eine solche Berechnung versucht wurde.<ref>J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 120</ref>
• 8. Juli 1842: Diese totale Finsternis ist vor allem wegen der umfassenden und sehr emotionalen Schilderung von Adalbert Stifter bekannt. Zur Beschreibung des bewegenden Ereignisses hat auch der Astronom Karl Ludwig von Littrow beigetragen.<ref>Adalbert Stifter: Die Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842.</ref>
• 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.<ref>J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 197</ref>

Sonnenfinsternisse bei anderen Planeten

Finsternisse sind kein alleiniges Merkmal des Erde-Mond-Systems, sondern treten bei allen Planeten mit Monden auf, sowohl als Sonnenfinsternisse wie auch als Mondfinsternisse. Auf keinem anderen Planeten unseres Sonnensystems aber ist die Konstellation so gegeben wie auf der Erde, wo die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond fast gleich groß sind.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB">Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 196–204</ref>

Auf dem Jupiter werden die Sonnenfinsternisse von dessen vier großen Monden hervorgerufen. Da sich diese nahezu in der Bahnebene des Jupiters um die Sonne befinden, sind Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter fast alltäglich. Der Schatten, den diese Monde auf ihren Planeten werfen, kann bereits mit kleineren Teleskopen beobachtet werden.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB" />

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.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB" />

Siehe auch

• Wikipedia-Artikel zu einzelnen Sonnenfinsternissen
• Liste von Sonnenfinsternissen
• Sonnenfinsternis (Altes Ägypten)
• Mondfinsternis

Literatur

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

Weblinks

Allgemein

• Wolfgang Strickling: Sonnenfinsternis
• Deutsches Museum: Zukünftige und historische Sonnenfinsternisse
• John Walker: Zum Einfluss der relativen Größe des Mondes auf die Art der Sonnenfinsternis (englisch, mit Animationen)

Zusammenstellungen und Berechnung

• CalSky: Lokale Sonnenfinsternisse – Berechnung der Zeiten für Datum und Ort
• NASA/Goddard SFC: Solar Eclipses: 2004–2010 (englisch)
• NASA/Goddard SFC: Weltkarte aller totalen Sonnenfinsternisse von 2001–2025
• NASA/Goddard SFC: Abweichungen TDT bis 501 v. Chr.
• NASA/Goddard SFC: Sonnenfinsternisse 600–501 v. Chr.
• Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatRobert Harry van Gent: A Catalogue of Eclipse Cycles. In: Webpages on the History of Astronomy. 8. September 2003, abgerufen am 25. August 2011 (engl., Zusammenstellung aller Zyklen in den Serien der Finsternisse). 

Anmerkungen

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Einzelnachweise

<references />