Deshalb gibt es – außer den sonnensüchtigen Eklipse-Globetrottern – kaum einen Menschen auf der Erde, der mehrere Sonnenfinsternisse gesehen hat. Totale Sonnenfinsternisse üben starke Emotionen aus, es ist ein enormes Naturschauspiel, dessen Zauber man sich kaum entziehen kann.

Wenn man dabei bedenkt, welchen - oft gefährlichen, bedrohlichen - Stellenwert in den alten Kulturen das Geschehen am Himmel hatte, kann man in etwa die bedrückenden Gefühle und die Bestürzung bei einer Sonnenfinsternis erahnen. Das Überleben der Gemeinschaft hing davon ab, wie genau Saat- und Erntetermine vorhergesagt werden konnten. Jegliche Fehleinschätzung bei Veränderungen in den Jahreszeiten konnte gefährliche Auswirkungen auf den Stamm oder die Gemeinde haben. Und wenn sich nun unvermutet am hellichten Tag die lebensspendende Sonne verabschiedete, sozusagen von der dunklen Masse des Mondes verschluckt wurde, kann man sich das ungläubige Entsetzung und die tiefe Bestürzung ausmalen, die die Menschen befiel.

Die ältesten Berichte über Sonnenfinsternisse besitzen wir aus den Annalen der chinesischen Astronomen. Aufgrund der Aufzeichnungen des chinesischen Astronomen Chu wissen wir von 916 Sonnenfinsternissen, welche sich von 2137 bis 1785 v. Chr ereignet haben. Beispiel für eine Umschreibung einer Sonnenfinsternis in den chinesischen Annalen: ”als Sonne und Mond nicht friedlich zusammen wohnen wollten ...”, oder für eine ringförmige Sonnenfinsternis: ”die Sonne sah aus wie ein goldener Ring!”

Die chinesischen Hofastronomen Hsi und Ho sollen aufgrund von Trunkenheit eine Sonnenfinsternis nicht rechtzeitig vorhergesagt haben und wurden deshalb geköpft. Bei dieser Sonnenfinsternis handelt es sich vermutlich um die totale Sonnenfinsternis vom 13. Oktober 2128 v. Chr, welche gegen 12 Uhr in Tay-kon-kien stattfand. Die Chinesen glaubten, daß bei einer Sonnenfinsternis ein riesiger Drache die Sonne verschlinge. Das Volk zog zur Rettung der Sonne mit allerlei Gerätschaften lärmend los und vertrieb mit Geschrei, Trommeln und Krach den Drachen. Bereits zu diesem Zeitpunkt konnten die Chinesen also eine Sonnenfinsternis vorherberechnen und dies bedarf des Verständnisses der himmlischen Bewegungen und mathematischer Kenntnisse.

Sowohl die Chaldäer als auch die Chinesen erkannten quasi zur selben Zeit, daß Verfinsterungen von der Stellung des Mondes zur Sonne abhängt. Sie beobachteten, daß Sonnenfinsternisse nur während der Zeit des Neumondes stattfinden können. Aber da nicht immer zum Zeitpunkt eines Neumondes eine Verfinsterung der Sonne stattfindet, erkannten sie, daß der Mond verschiedene Umlaufbahnen ausführen muß.

Den Chinesen und Chaldäern war also bereits vor über 2000 Jahren die Neigung der Mond- zur Erdbahn (der Ekliptik) bekannt. Sie nannten die Schnittpunkte der Mondbahn mit der Ekliptik Knotenpunkte oder Drachenpunkte. Eine Keilschrift aus dieser Zeit: ”Sonnenfinsternisse finden nur statt, wenn zur Zeit des Neumondes die Sonne und die unsichtbare, lichtlose Mondscheibe, von der Erde aus gesehen, in Knotennähe nahe genug beieinander stehen, und zwar so, daß eine ganze oder teilweise Bedeckung der Sonne durch den Mond möglich ist!”

Die Schlacht zwischen Lydern und Parthern: Herodot berichtet von einer Schlacht in Griechenland: ”... im sechsten Jahr, als gerade eine Schlacht im Gange war, geschah es, daß während des Kampfgetümmels plötzlich der Tag zur Nacht wurde... Als die Lyder und die Parther sahen, daß die Nacht den Tag ersetzte, ließen sie vom Kampf ab und drängten auf beiden Seiten darauf, daß Frieden geschlossen werde.” Man vermutet, daß Schlacht und Sonnenfinsternis sich am 28. Mail 584 v. Chr. ereigneten.

Weitere Informationen: Geschichte der Sonnenfinsternisse
sowie historische Aufnahmen

Hier finden Sie Reiseberichte der Sonnenfinsternisse

• 1984 - Sonnenfinsternis über dem Reich der Inka
  
• 1988 - Malaysia
  
• 1997- Sibirien, im Schatten des Mondes
  
• 1999 - Die Sonnenfinsternis in Deutschland
  
• 2001 - Zimbabwe

• Sonne, Mond und Erde müssen auf einer Linie stehen
  
  
• Sonne und Mond müssen am Tageshimmel stehen, es muß also Neumond sein
  
  
• Der Mond muß sich in unmittelbarer Nähe eines seiner Knoten- oder Drachenpunkte befinden
  
  
• Sonne und Mond müssen optisch den gleichen Durchmesser haben

Eine Sonnenfinsternis tritt also ein, wenn sich der Mond zwischen die Sonne und die Erde schiebt. Dabei muß der Mond sich in unmittelbarer Nähe eines seiner Knoten- oder Drachenpunkte befinden. Das heißt, der Mond muß in der Nähe der Ekliptik stehen, also in der Erdbahnebene.

Da die Mondbahn um 5° zur Erdbahn geneigt ist, bewegt sich der Mond in den meisten Fällen oberhalb oder unterhalb der Sonne an dieser vorbei, bedeckt sie also nicht. Nur dann, wenn der Mond sich gerade auf dieser oben erwähnten Schnittlinie befindet, ist eine Bedingungen für eine Sonnenfinsternis ist erfüllt.

Eine Sonnenfinsternis kann nur dann eintreten, wenn Neumond ist, also der Mond nicht am nächtlichen, sondern am Tageshimmel steht. Des weiteren muß für eine totale Sonnenfinsternis der Mond und die Sonne gleichgroß am Firmament erscheinen. Da der Mond in einer geringfügigen Ellipse um die Erde kreist, schwankt seine Entfernung zu uns zwischen 406.000 bis 356.000 km. Steht der Mond in einer weiten Entfernung zur Erde, reicht sein optischer Durchmesser nicht aus, die Sonne total zu bedecken, es entsteht eine ringförmige Sonnenfinsternis.

Eine partielle Sonnenfinsternis entsteht, wenn der Mond nicht nahe genug an seinem Knotenpunkt steht, also keine exakte Aufreihung in einer Linie stattfindet. Lediglich der Halbschatten fällt dann auf die Erde. Bei einer totalen Sonnenfinsternis erscheint dem Beobachter auf der Erde der 3.500 km große Mond gleichgroß wie die 1,4 Mio. Durchmesser große Sonne. Obwohl die Sonne 400 mal größer als der Mond ist, erscheint sie durch ihre 400fach größere Entfernung gleich groß.

Dabei fällt der Kernschatten des Mondes als schmaler Streifen auf die Erde. In diesem Bereich verschwindet die Sonne. Oberhalb und unterhalb dieses Streifens ist die Finsternis lediglich partiell. Diese partielle Phase wird immer geringer, je weiter man sich vom Kernschatten entfernt. Da es im Jahr zweimal passiert, daß die Sonne in Richtung des Knoten steht, könnte es theoretisch zwei mal im Jahr eine Sofi geben.

Entfernung Mond: mittlere Entfernung: 384.392 km (406.679 km bis 356.410 km)
Entfernung Sonne: mittlere Entfernung: 1.496.000 km (1.470.000 km – 1.520.000 km)

Erscheinen beide Durchmesser gleich groß, dauert die Finsternis nur einige Sekundenbruchteile. Je größer der Monddurchmesser uns erscheint, desto länger dauert die Finsternis. Erreicht der Monddurchmesser nicht den der Sonne, erleben wir eine ringförmige Sonnenfinsternis.

Sonnenfinsternisse können auch unterschiedliche Dauer haben: Die Totalitätszone hat eine maximale Breite von 273 km. Da sich aber der Mondschatten zeitweise schräg auf die Erdoberfläche projiiziert, kann sie in solchen Fällen auch breiter sein. Steht zum Beispiel die Erde im Aphel (also am sonnenfernsten Punkt ihrer Bahn), erscheint uns die Sonne kleiner am Himmel. Steht im Gegensatz dazu der Mond im Perigäum (also in Erdnähe), dann erscheint er uns mit maximaler Größe. Wird nun die Totalität vom Äquator in den Mittagsstunden beobachtet, dann kann sich eine maximale Totalitätsdauer von 7 min und 29 sec. ereignen.

Die Erde bewegt sich um die Sonne und hat dabei unterschiedliche Entfernungen. Im Winter steht die Erde der Sonne näher, im Sommer ferner. Auch der Mond bewegt sich auf einer elliptischen Bahn um die Erde und hat dadurch unterschiedliche Abstände. Die Größe der Finsternis wird in Einheiten des Sonnenscheibendurchmessers angegeben. Größe 1,00 heißt, die gesamte Sonnenscheibe wird vom Mond abgedunkelt, also gerade noch eine totale Sofi.

Mondfinsternis

Bei einer Mondfinsternis schiebt sich die Erde zwischen die Sonne und den von ihr beleuchteten Mond. Der riesige Erdschatten verdunkelt den Mond total, jedoch ist dieser immer noch zu sehen. Das liegt daran, daß unsere Atmosphäre die Sonnenstrahlen ablenkt und bricht, sie in den Kernschatten hineinlenkt und somit den Mond je nach Zusammensetzung unserer Atmosphäre ”einfärbt”. Deshalb können Mondfinsternisse mal heller, mal dunkler oder auch in unterschiedlichen Rottönen eingefärbt sein.

Partielle Sonnenfinsternis

Prinzipiell unterscheidet man zwischen partieller, ringförmiger und totaler Sonnenfinsternis. Bei einer partiellen Sonnenfinsternis bewegt sich der Kernschatten des Mondes an der Erde vorbei. Dabei fällt nur sein Halbschatten auf die Erde. Nur dann, wenn die Achse des Mondschattens über die Erde huscht, kann es zu einer totalen oder einer ringförmigen Sonnenfinsternis kommen. Welche sich nun ereignet, hängt davon ab, wie der scheinbare Durchmesser der Sonne und des Mondes sich abdecken.

Ringförmige Sonnenfinsternis

Steht die Erde nahe zur Sonne, hat also einen größeren Durchmesser und steht dabei der Mond im Aphel, also seinem weit entfernten Punkt, dann erscheint uns der Monddurchmesser am Himmel geringer, und er reicht nicht aus, die Sonnenscheibe zu bedecken. Es kommt zu einer ringförmigen Sonnenfinsternis.

Totale Sonnenfinsternis

Erde im Aphel (also am sonnenfernsten Punkt ihrer Bahn) erscheint uns die Sonne kleiner am Himmel. Steht parallel dazu der Mond im Perigäum (also in Erdnähe), dann erscheint er uns mit maximaler Größe. Es kommt zu einer totalen Bedeckung der Sonne.

Der Saros-Zyklus

Da 223 synodische Monate fast genau gleich 242 drakonitische Monate sind, so wiederholen sich in diesem Zeitraum die relativen Positionen der Syzygien (Neu- und Vollmondphasen) zu den Mondbahnknoten. Deshalb wiederholen sich die Finsternisabläufe im Zeitraum von 18 Jahren und 10 1/3 (11 1/3) Tagen. Diesen Zeitraum nennt man den Saros-Zyklus (Himmelsjahr 1999).

Sonnenfinsternisse werden eines Tages nicht mehr stattfinden

Der Mond ist 400 mal kleiner als die Sonnenscheibe und hat einen 400fachen geringeren Abstand zur Erde als die Sonne. Dadurch erscheinen uns beide Himmelsobjekte in gleicher Größe. Infolge der Gezeitenwirkung entfernt sich der Mond pro Jahr um etwa 4 cm von der Erde. Dadurch wird er in etwa 600 Millionen Jahren die Sonnenscheibe nicht mehr total bedecken können.

Kurzer Steckbrief: Die Sonne

Der Stern Sonne ist – genau wie alle anderen Sterne - ein glühend heißer Gasball. Sie ist 150 Mio. km von uns entfernt und garantiert mit ihrem Licht und ihrer Wärme das irdische Leben. Das Licht benötigt 8 min und 20 sec., um von ihr zu uns zu gelangen. So wie die Sonne existieren eine unendliche Zahl von Sternen am Himmel. Ihr Licht ist allerdings Jahre oder Jahrmillionen unterwegs, kein Wunder, daß sie lediglich als Lichtpünktchen erscheinen.

Die Sonne ist durch ihre Nähe zu uns ein ideales Studienobjekt. Wir können ihre Oberflächenstrukturen studieren und Rückschlüsse auf die anderen Sterne unseres Universums ziehen. Insgesamt 333.000 Erdkugeln ergeben die Masse der Sonne. Die Sonne beinhaltet 99,9 % der Masse des gesamten Sonnensystems mit seinen 9 Planeten und den unzähligen Monden und Asteroiden. Selbst der größte Planet unseres Sonnensystems, Jupiter, hat nur 1/1.000 der Masse der Sonne.

Die Sonne besteht zu 74% aus Wasserstoff, zu 24% aus Helium und zu einem geringen Restanteil aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Titan, Eisen und Gold. Im Innern der Sonne herrschen Temperaturen um 15 Mio. Grad, dort findet der thermonukleare Prozess statt, der Wasserstoff in Helium umwandelt. Vier Wasserstoffprotonen verschmelzen zu einem Heliumatomkern. Dabei wird Energie freigesetzt, die als Strahlungsleistung freigesetzt wird und uns mit Licht und Wärme füttert. Die sichtbare Schicht der Sonne ist die Photosphäre. Sie hat eine Temperaturvon ca 5.500 Grad C. Darüber liegt die Chromosphäre und die Korona als die äußerste Schicht der Sonne.

Nur bei einer totalen Bedeckung der Photosphäre durch den Mond können die beiden anderen Schichten beobachtet werden. Ansonsten werden sie von der überaus hellen Photosphäre überstrahlt. 99% der des sichtbaren Sonnenlichtes stammen von der Photosphäre. Die Photosphäre ist 400 km dick. Zu erkennen in ihr sind die Granulen, die Körnchen, welche eine Ausdehnung von 700 bis 1.400 km haben.

Die Chromosphäre ist über der Photosphäre angesiedelt. Man spricht von zwei Chromosphären, eine 8.000 die andere 12.000 km dick. Die Temperaturen liegen bei 4.500 bis zu 400.000 K in der äußersten Schicht. Die angrenzende Schicht zur Korona erreicht bis zu einer Million Kelvin. Die Chromosphäre ist rötlich, sie besteht fast ausschließlich aus H-Alpha Licht. In ihr sind auch die Protuberanzen zu beobachten, diese wiederrum können bis tausende von Kilometer hoch in die Korona aufsteigen können. Bei einer totalen Sonnenfinsternis kann man beim 2. und 3. Kontakt die Chromosphäre kurz aufleuchten sehen.

Die Korona ist die äußerste Gashülle der Sonne, sie erstreckt sich weit in den interplanetaren Raum hinaus. Sie erscheint bei einer totalen Sofi strahlenförmig, in Zeiten geringer Sonnenflecken ist sie fast rund, sonst langgestreckt. Die Helligkeit der Korona beträgt etwa 1 Millionstel der Photosphäre. Die Beobachtung der Korona ist nur bei totalen Sonnenfinsternissen möglich. Denn der Mond liegt außerhalb unserer Atmosphäre und bewirkt kein Streulicht. Die Temperaturen innerhalb der Korona liegen bei ein bis drei Millionen Kelvin, allerdings handelt es sich um ein ganz dünn verteiltes Gas.

Die vier Kontakte

• Der erste Kontakt: Der Mond berührt die Sonnenscheibe. Es zeichnet sich kurz danach die erste dunkle Einbuchtung im Sonnenball ab. Diese Einbuchtung wächst langsam.
  
• Vom zweiten Kontakt spricht man, wenn die Mondscheibe den linken Sonnenrand erreicht hat, die Totalität beginnt. Erst jetzt kann man mit bloßem, ungeschützten Auge beobachten.
  
• Der dritte Kontakt beendet die Totalität, die Sonne blitzt wieder hervor.
  
• Der vierte Kontakt bedeutet das Ende der Sonnenfinsternis, der Mond hat die Sonnenscheibe wieder vollkommen freigegeben, sich von ihr gelöst.

Die Phänomene

• Es wird dunkel, die menschliche Pupille registriert dies (noch) nicht, der Belichtungsmesser der Kamera jedoch schon
• die umliegende Gegend verfärbt sich, der Himmel erscheint im fahlen Licht, die Menschen sehen bleicher aus
• die landschaftlichen Kontraste steigen
  
  
• nach 10 Minuten
• die Kontraste steigen weiter, sie werden ”knallhart”
• die Farbkontraste werden stärker, brllanter
• Reaktionen der Tierwelt können beobachtet werden
• ebenso, daß sich Blüten schließen
• Lochblendeneffekt: Sonnensicheln
  
  
• ca. 5 min vor der Totalität
• die Temperatur geht bis 7° runter (in der Sonne bis zu 20°)
• in der Schattenzone weht ein kühler Wind, Kamineffekt (düsterer bedrohlicher Sturm, ”schwarze Säule”) nähert sich mit der Geschwindigkeit eines Hurricans
  
  
• ca 2-3 min. vor der Totalität
• fliegende Schatten (shadow bands), und/oder
• hell-dunkel-Streifen, die miteinander „Fangen“ spielen. Für sie gibt es noch keine richtige Erklärung. Am besten ist der Vergleich mit dem Boden eines Schwimmbeckens, welches bläulich gestrichen ist. Dort kann man auch die kribbelnden Schatten am Boden sehen. Man nimmt an, daß sie ausgelöst werden durch Luftschlieren, durch unterschiedliche Dichten in der Atmosphäre.
  
  
• Totalität
• aus überwiegend westlicher Richtung heranrasend: der Mondschatten
• es wird dunkel, jedoch bedeutend heller als während einer Vollmondnacht

Die Sonne ist ein großer thermonuklearer Ofen, in ihrem Innern herschen Temperaturen von ca. 15 Millionen Grad. Die Sonne besteht überwiegend aus Wasserstoff, der in ihrem Kern zu Helium umgewandelt wird. Dabei wird Energie erzeugt, der in Form von Strahlung ausgesandt wird. Auf der Sonnenoberfläche kann man während der Bedeckung natürlich nichts beobachten, jedoch zeigen sich durch die Bedeckung am Rand der gleißend hellen Photosphäre schwächere Phänomene, die sonst nicht sichtbar sind.

Zu guter Letzt: Interessantes und Erheiterndes zu Sonnenfinsternissen:

• Die Sonnenfinsternis an der ETH Zürich
• Berlin Online: Wenn der Drache die Sonne frißt
• Eclipses in History