Kleine Sonnenfinsterniskunde

von Hans-Dieter Gera, Bochum, im November 2004

Den 11. August 1999 wird wohl kein Sternfreund so schnell vergessen: An diesem Tag ereignete sich eine totale Sonnenfinsternis, die in Deutschland sichtbar war. Es war dies die erste nach dem 19. August 1887, als sich im Osten Deutschlands kurz nach Sonnenaufgang der Neumond zur Gänze vor die Sonne schob.

Warum nun kommt es zu Sonnenfinsternissen und was passiert dabei eigentlich? Oben wurde schon kurz erwähnt, dass unser Mond eine entscheidende Rolle dabei spielt. Dieser kreist um die Erde, was zur Folge hat, dass wir ihn unter verschiedenen Beleuchtungssituationen, den Phasen, erleben. Mal sehen wir den Mond halb beleuchtet, mal ganz beleuchtet und mal gar nicht. Das Licht des Mondes ist bekannterweise nichts anderes als reflektiertes (zurückgestrahltes) Sonnenlicht.

Bedeutsam ist für diesen Bericht lediglich die Phase des Neumondes: Der Mond steht dann zwischen Erde und Sonne, wendet uns seine unbeleuchtete Seite zu und ist dann für gewöhnlich nicht zu sehen.

Mindestens zwei Mal im Jahr schiebt sich der Mond jedoch zur Neumondzeit ganz oder teilweise vor die Sonne und verdunkelt sie. Oder anders ausgedrückt: Der Mond stellt die Erde in den Schatten und verursacht so eine Sonnenfinsternis. Jeder Sternfreund weiß, dass etwa alle 29 Tage Neumond ist. Ebenso weiß er aber auch, dass es nicht alle 29 Tage eine Sonnenfinsternis gibt.

Der Grund dafür ist leicht einzusehen: Die Ebene der Mondbahn fällt nicht mit der Ebene der Erdbahn (der Ekliptik) zusammen, sie ist um etwa 5° gegen diese geneigt.

Somit liegt die Mondbahn jeweils zur Hälfte südlich bzw. nördlich der Ekliptik, woraus wiederum resultiert, dass diese an zwei Punkten von der Mond- bahn geschnitten wird: Diese Punkte, in Abb. 2 ebenfalls gezeigt, werden Knoten genannt.

Passiert der Mond nun die Ekliptik von Süd nach Nord, spricht man vom aufsteigenden Knoten, analog dazu ist die Passage von Nord nach Süd der absteigende Knoten. Somit kann nur dann eine Sonnenfinsternis zustande kommen, wenn der Mond zur Neumondzeit in oder nahe einem der Knoten steht.

Durch einen im Sonnensystem einzigartigen Zufall sind Mond und Sonne am irdischen Himmel in etwa gleich groß, sie erscheinen unter einem Winkel von ungefähr 0,5 Grad: Der Mond ist mit einem Durchmesser von knapp 3.500 Kilometern etwa vierhundert Mal kleiner als die Sonne, die ungefähr 1,4 Millionen Kilometer aufweist.

Allerdings ist der Mond auch etwa vierhundert Mal näher an der Erde als die Sonne. So kann der Mond die Sonne vollständig abdecken und so das Phänomen einer totalen Sonnenfinsternis hervorrufen. Jedoch sind die scheinbaren Durchmesser beider Himmelskörper nur in erster Näherung gleich: Die Bahn der Erde um die Sonne ist nicht kreisförmig, sondern leicht elliptisch, was dazu führt, dass der Abstand zum Zentralgestirn im Laufe eines Jahres variiert. Im Januar steht die Erde in Sonnennähe (Perihel) und ist dann 147 Millionen Kilometer von ihr entfernt, während sie im Juli in Sonnenferne (Aphel) 152 Millionen Kilometer Abstand von ihr hat.

So schwankt ihr scheinbarer Durchmesser zwischen 31 und 33 Gradminuten. Beim Mond verhält es sich ähnlich: Sein Erdabstand schwankt zwischen 356.000 Kilometern (Perigäum) und 407.000 Kilometern (Apogäum). Daher schwankt sein scheinbarer Durchmesser zwischen 29,5 und 33,5 Gradminuten.

Steht der Mond zur Neumondzeit exakt in einem der Knoten, kommt es zu einer zentralen Finsternis: Der Mond zieht dann mit seinem kompletten Durchmesser über die Sonnenscheibe und wirft seinen Schatten auf die Erde.

Steht er dabei in Erdnähe, ist sein Scheibchen etwas größer als das der Sonne, er kann die Sonne komplett bedecken und verursacht so eine totale Sonnenfinsternis (Abb. 3 und 7).

Im umgekehrten Fall, wenn der Mond also in Erdferne steht, ist er etwas kleiner als die Sonne, sodass er sie nicht mehr vollständig bedecken kann, weil die Mondschattenspitze die Erdoberfläche nicht mehr berührt.

Ein schmaler Lichtring bleibt sichtbar, deshalb spricht man von einer ringförmigen Sonnenfinsternis (Abb. 4 und 10).

Steht der Mond nicht ganz genau im Knoten, reicht es nur zu einer teilweisen Verfinsterung des Tagesgestirns, einer partiellen Sonnenfinsternis (Abb. 11). Die Erde steht im Halbschatten des Mondes, während sie sich im Bereich einer totalen oder ringförmigen Verfinsterung im Kernschatten befindet. Auf Abb. 4 wird dies ebenfalls deutlich.

Aufgrund des recht kleinen Monddurchmessers hält sich auch die Größe seines Kernschattens in Grenzen. Er projiziert sich als eine Fläche von maximal wenig mehr als 300 Kilometer Durchmesser auf die Erdoberfläche, sodass nur Beobachter innerhalb dieses Gebietes, der zentralen Zone, eine totale oder ringförmige Sonnenfinsternis erleben.

Außerhalb dieser Gebiete, also eben im Halb- schatten, ist, wie bereits gesagt, bloß eine partielle Sonnenfinsternis zu sehen (Abb. 5).

Abb. 6 zeigt den typischen globalen Verlauf einer totalen Sonnenfinsternis. Als Beispiel dient hier die Finsternis vom 30. Juni 1973, weil diese mit einer Totalitätsdauer von 7 Minuten und 2 Sekunden zu den längsten überhaupt zählte: Die Erde stand nahezu im Aphel und der Mond im Perigäum, sodass der Größenunterschied der beiden Objekte besonders extrem ausfallen musste.

Zudem projizierte sich die zentrale Zone der Sonnenfinsternis recht nahe des Äquators auf die Erdoberfläche, wo der Mondschatten aus geometrischen Gründen seinen geringsten Abstand zum Erdmittelpunkt hat.

Die maximale Dauer der totalen Phase beträgt 7 Minuten und 31 Sekunden, wird aber nur selten erreicht. Die meisten Sonnenfinsternisse sind für 2 bis 4 Minuten total. Bei ringförmigen Sonnenfinsternissen liegt die maximale Dauer bei 12 Minuten und 30 Sekunden. Diese wird Anfang Januar erreicht, wenn die Sonne im Perihel steht und sich der Mond gleichzeitig im Apogäum befindet.

Aber auch diese Extremdauer ist selten: Im Schnitt dauern ringförmige Phasen 4 bis 6 Minuten. Insgesamt braucht der Mond rund 2 Stunden, um bei einer zentralen Sonnenfinsternis die komplette Sonnenscheibe zu überqueren, was leicht einzusehen ist, weil er sich in etwa einer Stunde um seinen eigenen Durchmesser weiter bewegt.

Anhand der Abb. 6 wird der Weg des Mondschattens über die Erdoberfläche deutlich. Die zentrale Zone (der Kernschatten) ist hier als grau gefärbte, dicke Linie dargestellt. In diesem Bereich ist die Finsternis total. In deren Mitte befindet sich eine dünne Linie, die Zentrallinie. Auf dieser hat die totale Phase die längste Dauer, nördlich oder südlich der Zentrallinie ist die totale Phase kürzer.

Die längste Totalität überhaupt (die so genannte größte Finsternis) wird in der Mitte der zentralen Zone erreicht, dieser Punkt ist auf der Abb. 6 durch ein Sternchen markiert. Der schraffierte Teil südlich und nördlich der zentralen Zone liegt im Halbschatten des Mondes, sodass die Beobachter hier nur eine partielle Sonnenfinsternis erleben. Die Angaben in Prozent am linken Rand der Abb. 6 zeigen den jeweiligen Verfinsterungsgrad im Halbschattengebiet. 50% Verfinsterung bedeutet, dass der Mondrand genau durch den Mittelpunkt der Sonnenscheibe geht.

Man kennt aber auch eine andere Definition des Verfinsterungsgrades (der auch als ´Größe' bezeichnet wird): 0,85 heißt z. B., dass der Mond zu 0,85 Teilen seines Durchmessers vor der Sonne steht. Dies entspricht auch ungefähr dem Verfinsterungsanteil in Prozent. Bei einer totalen Finsternis der Größe 1,02 bedeutete dies, dass der Monddurchmesser den der Sonne um 2% übertrifft.

Warum nun differiert die Totalitätsdauer auf der Zentrallinie? Die Entfernung des Mondes zur Erde variiert im Verlaufe einer Finsternis ein wenig. Zu Beginn und am Ende einer Finsternis ist er etwas weiter von der Erde weg als zu deren Mitte. Und ein größerer Monddurchmesser bedingt natürlich auch eine längere Totalität.

Allerdings spielt dieser Effekt keine sonderlich große Rolle. Viel wichtiger sind die Geschwindigkeit und die Länge des Mondschattens relativ zur Erdoberfläche: Für den Beobachter am Anfang oder am Ende der zentralen Zone steht die Sonne recht tief, sodass der Schattenkegel des Mondes streifend auf die Erdoberfläche trifft. Gleichzeitig ist der Schatten dann auch länger als auf der Mitte der zentralen Zone (zur Finsternismitte), wenn er seinen Minimalabstand zum Erdmittelpunkt erreicht.

So ergibt sich zur Finsternismitte eine wesentlich geringere Schattengeschwindigkeit relativ zur Erdoberfläche, was dann auch die längere Totalität bzw. Ringförmigkeit bedingt. Allerdings beträgt diese immerhin noch mehr als 2.000 Kilometer pro Stunde, also fast doppelte Schallgeschwindigkeit. Zu Beginn und am Ende der Sonnenfinsternis ist der Schatten fast acht Mal schneller, dementsprechend kürzer ist dann die totale bzw. ringförmige Phase.

Eine weitere, seltene Art von Sonnenfinsternissen erwähne ich jetzt erst, weil ich glaube, dass deren Natur erst nach den bisherigen Ausführungen gut verständlich wird: Es sind dies die ringförmig totalen Sonnenfinsternisse. Sie treten dann ein, wenn sich Mond - und Sonnendurchmesser nur wenig unterscheiden. Zu Beginn sind sie ringförmig, werden dann zur Mitte total und enden wieder ringförmig. Die jeweiligen Phasen dauern nur einige Sekunden. Ein für Mitteleuropa bemerkenswertes Beispiel ist die Finsternis vom 17. April 1912 (s. auch VdS - Journal für Astronomie Nr. 14, S. 79 f.)

Wie bereits erwähnt, dauern zentrale Finsternisse am längsten, wenn sie sich in der Nähe des Erdäquators abspielen, weil dann die Achse des Mondschattens seinen geringsten Abstand zum Erdmittelpunkt erreicht. Dieser Abstand, genannt Gammawert, stellt einen wesentlichen Parameter für den Typ der Finsternis dar. Er wird in Erdradien ausgedrückt: Ein Gammawert von +0,5 bedeutet, dass die Mondschattenachse einen halben Erdradius nördlich des Erdmittelpunktes vorbeigeht. Der Erdradius (also der halbe Erddurchmesser) beträgt 6.378 Kilometer, so liefe der Mondschattenkegel in diesem Beispiel knapp 3.200 Kilometer nördlich am Erdmittelpunkt vorbei. Analog dazu führt ein Gammawert mit einem Minusvorzeichen südlich am Erdmittelpunkt vorbei.

Was nun genau drückt ein solcher Gammawert aus? Er entscheidet, ob eine Sonnenfinsternis zentral (also total oder ringförmig) oder partiell ist. Bei einem Gammawert von 0 bis 1 ist die Finsternis zentral, und je kleiner der Wert, also je näher die Achse des Mondschattens am Erdmittelpunkt ist, desto länger dauert die totale bzw. ringförmige Phase. Bei einem Gammawert von über 1 kommt es nur zu einer partiellen Finsternis.

Wie of kommt es nun zu Sonnenfinsternissen? Was zentrale Finsternisse betrifft, so gibt es pro Jahr eine bis drei. Tritt dies ein, so ist die erste Anfang Januar, die zweite Ende Juni oder Anfang Juli und die dritte Ende Dezember. In der Regel sind dann zwei der Finsternisse ringförmig und eine total. Diese Situation trat zuletzt 1973 ein, also im Jahr unserer Beispiels - Sonnenfinsternis. Da gab es neben der totalen am 30. Juni zwei ringförmige am 4. Januar und am 24. Dezember. Erst im Jahre 2038 wird sich dies wiederholen.

Nur ganz selten gibt es zwei totale Finsternisse in einem Jahr. Dies tritt das nächste Mal im Jahre 2057 ein: Da erleben wir am 5. Januar und am 26. Dezember eine, während am 1. Juli eine ringförmige Sonnenfinsternis zu beobachten sein wird.

Insgesamt gibt es pro Jahr höchstens fünf Sonnenfinsternisse. Dies sind dann jedoch ausnahmslos partielle Finsternisse. Dieser Fall tritt etwa alle vier bis fünf Jahre ein.

Bereits chaldäischen Astronomen fiel vor mehr als 2.500 Jahren auf, dass sich Sonnenfinsternisse nach einer bestimmten Regel wiederholen. Wie schon weiter vorn erwähnt, kommt es nur dann zu einer Sonnenfinsternis, wenn der Mond zur Neumondzeit in einem seiner Bahnknoten steht. Nun tun uns die Knoten nicht den Gefallen, fest im Raum zu stehen. Wäre dies so, erlebten wir in jedem Jahr zur gleichen Zeit Sonnenfinsternisse.

Dem ist aber nicht so, die Knoten bewegen sich aufgrund gravitativer Einflüsse von Erde und Sonne. Ein kompletter Knotenumlauf um die Ekliptik dauert ziemlich genau 19 Jahre. Das heißt, wenn heute einer der Knoten von der Erde aus gesehen im Sternbild Stier nahe der Plejaden steht, befindet er sich nach 19 Jahren wieder dort. Ebenso fallen nach 19 Jahren die Mondphasen wieder auf die gleichen Kalendertage: So war am 12. November 2004 Neumond, und am 12. November 2023 wird wieder Neumond sein. Dementsprechend war dann auch am 12. November 1985 Neumond.

So könnte man zunächst glauben, dass sich Sonnenfinsternisse alle 19 Jahre auf den Tag genau wiederholen. Auf den ersten Blick scheint dies sogar zuzutreffen: So war am 26. Februar 1979 eine Sonnenfinsternis, und auf den Tag genau 19 Jahre später, am 26. Februar 1998, fand auch eine statt. Und am 26. Februar 2017 sowie am 27. Februar 2036 wird es Sonnenfinsternisse geben.

Aber im Jahre 2055 reißt die Serie ab: Da findet am 27. Januar eine Sonnenfinsternis statt. Wie ist dies nun erklärbar? Die Umlaufszeit des Knotens geht nicht genau mit der Periode der Wiederkehr der Mondphasen auf. Nur für etwa 57 Jahre oder 4 Finsternisse steht der Knoten nahe genug beim Neumond, um Sonnenfinsternisse zu ermöglichen. Und die Regel mit der Wiederkehr der Mondphasen wird auf lange Sicht hin auch nicht mehr Bestand haben. Die wirkliche Periode, nach der sich Sonnenfinsternisse wiederholen, ist fast ein Jahr kürzer und beträgt 18 Jahre. Wie ist dies nun zu erklären?

Etwa alle 29 Tage ist Neumond, diese Zeitspanne wird als synodischer Monat bezeichnet. Wer nun den Rechenstift zückt, wird feststellen, dass in diesen 18 Jahren (genau sind es eigentlich 18 Jahre und 10 bzw. 11 Tage, je nachdem wie viele Schaltjahre in diesen 18 Jahren sind) fast genau 223 synodische Mondumläufe stecken. Nach dieser Zeit also steht einer der Knoten wieder vor der Sonne und es ist gleichzeitig Neumond: Die nächste Sonnenfinsternis tritt ein.

Erlebten wir also in Deutschland am 11. August 1999 eine totale Sonnenfinsternis, so ereignete sich deren Vorgänger am 31. Juli 1981, der Nachfolger wird am 21. August 2017 eintreten. Allerdings berücksichtigt diese Rechnung nicht die Erdrotation: Das bedeutet, dass die Finsternisse nicht immer von den gleichen Erdorten aus beobachtbar sind: Die Finsternis von 1981 war im sibirischen Raum am besten zu beobachten, während 2017 die USA im Vorteil ist. Der Ort verschiebt sich also von Finsternis zu Finsternis immer mehr nach Westen.

Ganz genau gehen die Dauer des Knotenumlaufs und der 223 synodischen Monate jedoch nicht auf, es besteht eine Differenz von etwa einer Dreiviertelstunde. Das bedeutet, dass die exakte Koinzidenz von Knoten und Neumondstellung im Laufe der Jahre nicht mehr gegeben ist. Oder verständlicher ausgedrückt: Der Neumond entfernt sich langsam aber stetig vom exakten Knoten, sodass die Nachfolgefinsternisse der Finsternis von 1999 nicht auf Dauer total bleiben, sondern irgendwann partiell werden.

Noch weiter in der Zukunft hat sich dann der Knoten so weit vom Neumond entfernt, dass es zu keiner Finsternis mehr kommt. Entsprechendes gilt natürlich auch für die Vorgängerfinsternisse von 1999: Sie begannen irgendwann partiell mit wachsender Größe und wurden schließlich total. Eine solche komplette Periode wird Saroszyklus oder kurz Saros genannt. Natürlich laufen mehrere dieser Zyklen parallel zueinander ab.

Wie lange dauert nun ein solcher Saroszyklus und wie viele Finsternisse umfasst er? Am Beispiel des Saros, zu dem die totale Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 gehört, soll dies nun genauer erläutert werden. Dieser Saros hat die Nr. 145 und begann am 4. Januar 1639 mit einer partiellen Finsternis geringer Größe. Enden wird er am 17. April 3009 ebenfalls mit einer kleinen partiellen Finsternis. Somit dauert der Zyklus 1.370 Jahre. Insgesamt umfasst der Saros 77 Finsternisse, davon 34 partielle, 1 ringförmige, 1 ringförmig totale und 41 totale. Von diesen wird die am 25. Juni 2522 mit 7 Minuten und 12 Sekunden die längste Totalität erreichen.

Bevor nun genauer auf die bei einer Sonnenfinsternis sichtbaren Phänomene eingegangen wird, sei an dieser Stelle zunächst dringendst vor ungeschützter Sonnenbeobachtung gewarnt!

Mit bloßem Auge darf man wirklich nur während der Totalität in die Sonne blicken. Selbst bei ringförmiger Phase ist das Sonnenlicht in der Regel noch so grell, dass das Auge irreparabel geschädigt werden kann.

Auch wenn Wolken oder Dunst das Sonnenlicht vermeintlich stark dämpfen, kann der Blick mit bloßem Auge gefährlich sein. Das gleiche gilt natürlich auch für die Beobachtung mit Ferngläsern oder Fernrohren. Niemals ohne unzureichende Filter in die Sonne schauen.

Was für Phänomene nun können bei Sonnenfinsternissen beobachtet werden? Am augenfälligsten ist zunächst das Nachlassen der Umgebungshelligkeit. Jedoch ist es einigermaßen überraschend, wenn man bedenkt, dass selbst eine halb zugedeckte Sonne praktisch keine merkbare Verdunklung der Umgebung mit sich bringt. Die Tageshelle lässt erst ab einem Verfinsterungsgrad von ca. 70% spürbar nach.

Richtig dunkel wird es erst zur Totalität, aber von stockfinsterer Nacht kann selbst hier nicht die Rede sein: Bei der totalen Sonnenfinsternis vom 26. Februar 1998 war es zur Totalität noch so hell, dass keine Fixsterne, sondern lediglich die Planeten Merkur, Jupiter und Venus sichtbar waren. Bei der nächsten totalen Sonnenfinsternis am 11. August 1999 war es erheblich dunkler. Wie lässt sich dies nun erklären? Natürlich könnte man vermuten, dass es umso dunkler wird, je größer der Mond am Himmel erscheint, also umso länger die Totalität ist. Der Mond war aber bei der Finsternis von 1998 wesentlich größer als 1999! Daran kann es also nicht liegen. Vermutlich spielen hier meteorologische Gegebenheiten eine Rolle.

Während der Totalität wird ein weiß leuchtender Strahlenkranz um die Sonne sichtbar (Abb. 7). Dies ist die Sonnenkorona, die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre. Deren Anblick ist ein äußerst beeindruckendes Erlebnis. Die Korona besteht aus ionisierten Gasen (d. h. aus Gasen, deren Atomkerne ihre Elektronen verloren haben) und ist etwa 2 Millionen Grad heiß. Außerdem tauchen während der Totalität bereits mit dem bloßen Auge sichtbare mehr oder weniger zahlreiche lachsrote Fleckchen auf. Im Fernrohr sieht man deren filamentartige Struktur. Dies sind von der Sonnenoberfläche aufsteigende Wolken aus Wasserstoff, die Protuberanzen (Abb. 8).

Wenige Sekunden vor oder nach der Totalität sieht man einen rötlichen Saum um die noch nahezu vollständig bedeckte Sonne: Die Chromosphäre. Das ist die der unmittelbar sichtbaren Sonnenoberfläche folgende unterste Schicht der Sonnenatmosphäre. Sie besteht wie die Protuberanzen aus Wasserstoff.

Gleichzeitig taucht das so genannte Perlschnurphänomen auf: Der westliche bzw. östliche Sonnenrand zerfällt kurz vor oder nach der vollständigen Bedeckung durch den Mond in einzelne Lichtpunkte, was an eine Perlenkette oder einen Brillantring erinnert (Abb. 8).

Das Phänomen tritt auch bei ringförmigen Finsternissen hoher Amplitude auf, d. h. wenn Mond - und Sonnendurchmesser nahezu gleich groß sind. Wie kommt es zu diesem Effekt?

Bereits ein Blick durch das Fernglas zeigt, dass der Mond keine glatte Kugel ist, sondern unzählige Krater und Gebirge aufweist. Dementsprechend ist der Mondrand zackig: Die Lichtpunkte in der Perlschnur sind nichts anderes als Sonnenlicht, das aus Mondtälern noch zu uns gelangt, während die umgebenden Berge oder Kraterwälle die Sonne schon nahezu vollständig verdeckt haben. Erstmals beschrieb der englische Astronom Francis Bailey (1774 - 1844) diese Erscheinung während der ringförmigen Sonnenfinsternis vom 15. Mai 1836 über Nordengland, weshalb man heute auch von Bailey´s beads (Baileys Perlen) spricht.

Vermutlich hat aber bereits Edmond Halley (1656 - 1742) das Phänomen bei der totalen Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715 in Südengland beobachtet, jedoch nicht weiter beschrieben.

Im Zusammenhang hiermit stehen die fliegenden Schatten, die gleichzeitig sichtbar werden: Es ist dies das Projektionsbild des Perlschnurphänomens auf dem Erdboden. Es wird am besten auf einem hellen Untergrund sichtbar und manifestiert sich in Form von über den Boden huschenden dunklen Flecken.

Erstmals wurde diese Erscheinung während der totalen Sonnenfinsternis vom 8. Juli 1842, die im österreichischen Wien sichtbar war, beschrieben. Abb. 9 zeigt den Verlauf dieser Finsternis auf einer zeitgenössischen Darstellung.

Während der Totalität bzw. Ringförmigkeit fällt auf, dass der Himmel nicht gleichmäßig abgedunkelt ist. Die horizontnahen Bereiche erscheinen heller als die anderen. Dies liegt daran, dass diese Gebiete außerhalb des Kernschattens liegen, dort also nur eine partielle Finsternis beobachtbar ist.

1999 war dies aufgrund der starken Bewölkung während der Totalität besonders eindrucksvoll: Die horizontnahen Gebiete erschienen orangerot gefärbt. Etwas gespenstisch wirkt auch das Annähern und Entfernen des Mondschattens kurz vor und nach der Totalität, was 1999 ebenfalls gut beobachtbar war. Bemerkenswert ist auch der spürbare Temperaturabfall im Verlauf einer totalen oder ringförmigen Finsternis und der vielfach auftretende Finsterniswind.

Der Mond bewegt sich von West nach Ost über die Sonnenscheibe. Dies bedeutet, dass er für Bewohner der Nordhalbkugel von rechts kommt. Der Zeitpunkt, zu dem der Mond erstmals die Sonnenscheibe berührt, ist der 1. Kontakt. Haben wir nun eine totale Sonnenfinsternis, so spricht man vom 2. Kontakt, wenn die Totalität eintritt. Das Ende der Totalität ist der 3. Kontakt, und der Punkt, an dem der Mond die Sonnenscheibe wieder komplett freigibt, ist der 4. Kontakt. Bei ringförmigen Sonnenfinsternissen bezeichnet der 2. und der 3. Kontakt entsprechend den Anfang bzw. das Ende der ringförmigen Phase.

Nach oben