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Die Entstehung von Sonnenfinstenissen

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 in Deutschland der Neumond zur Gänze vor die Sonne schob.

Wie schon erwähnt, spielt unser Mond eine entscheidende Rolle dabei. 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 bekanntermaßen nichts anderes als reflektiertes (zurückgestrahltes) Sonnenlicht.

Für Sonnenfinsternisse ist nur die Phase des Neumondes von belang. Der Mond steht dann zwischen Erde und Sonne und wendet uns seine unbeleuchtete Seite zu. Das geschieht etwa alle 29 Tage. Normalerweise ist der Neumond deshalb nicht zu sehen. Er wandert mit der Sonne über den Taghimmel. Aber warum kommt es dann nicht jedes Mal zu einer Sonnenfinsternis und warum sind totale Verfinsterungen der Sonne für einen beliebigen Ort so selten?

Bedingungen für eine Sonnenfinsternis

Der Grund dafür, dass es nicht jeden Monat zu einer Finsternis kommt, 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. Meist steht der Mond soweit über bzw. unter der Sonnenbahn (Ekliptik), dass sein Schatten an der Erde vorbei geht.

Aber 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 Schatten des Mondes fällt auf die Erde und verursacht so eine Sonnenfinsternis. Die Finsternisse finden dann in Abständen von rund sechs Monaten statt.

Die Mondbahn liegt jeweils zur Hälfte südlich bzw. nördlich der Ekliptik, was aber auch bedeutet, dass diese an zwei Punkten von der Mondbahn geschnitten wird, in den Knoten. 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. Der Spielraum kommt daher, dass die Erde einen Durchmesser von mehr als 12.700 Kilometer besitzt. Selbst wenn der Neumond nicht genau durch einen der Knoten läuft, kann sein Schatten auf die Erde fallen.  Wandert der Neumond genau durch den Knoten, findet die Finsternis am Äquator statt. Je weiter er aber vom Knoten entfernt ist, umso mehr wandert die Finsterniszone zu den Polen der Erde. Die Abweichung vom jeweiligen Knoten kann bis zu 10 Grad betragen.

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, deren Durchmesser 1,4 Millionen Kilometer beträgt. 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.

Allerdings sind die scheinbaren Durchmesser beider Himmelskörper nur ungefähr gleich: Die Bahn der Erde um die Sonne ist nicht kreisförmig, sondern leicht elliptisch. Das führt dazu, dass sich der Abstand zum Zentralgestirn im Laufe eines Jahres ändert. 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. Im Winter erscheint die Sonnen größer. So schwankt ihr scheinbarer Durchmesser zwischen 31,5' (31,5 Bogenminuten) und 32,5'. 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 29,4' und 33,5'. Schaut man sich die Zahlen genauer an, so sieht man, dass zu gewissen Zeiten der scheinbare Sonnendurchmesser größer ist als der des Mondes, zu anderen Zeiten kehren sich die Größenverhältnisse um. Anders ausgedrückt: manchmal kann der Mond die Sonne nicht vollständig verdecken, zum Höhepunkt der Finsternis umgibt ein gleißend heller Ring die dunkle Scheibe des Neumonds. Ist der scheinbare Monddurchmesser größer als der der Sonne, verschwindet sie vollständig hinter der Scheibe des Neumondes.

Für die Stärke einer Sonnenfinsternis werden zwei Kennzahlen verwendet:

  • Finsternisgröße
    Darunter versteht man die Eindringtiefe der Scheibe des Mondes in die Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnendurchmessers.
  • Bedeckungsgrad
    Darunter versteht man, wie viele Prozent der Fläche der Sonnenscheibe vom Mond bedeckt wird.

Wenn der Mondrand bis zur Mitte der Sonnenscheiben vorgedrungen ist, beträgt die Finsternisgröße 0,5 und 39% der Fläche der Sonnenscheibe werden bedeckt (vorausgesetzt Sonne und Mond erscheinen gleich groß, was in etwa zutrifft).

Häufigkeit von Sonnenfinsternissen

Zentrale Finsternisse kommen pro Jahr ein- bis dreimal vor. Dann findet die erste Anfang Januar, die zweite Ende Juni oder Anfang Juli und die dritte Ende Dezember statt. In der Regel sind dann zwei der Finsternisse ringförmig und eine total. Diese Situation trat zuletzt 1973 ein. Damals gab es neben der totalen Sonnenfinsternis 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 und eine ringförmige Finsternisse in einem Jahr. Dies tritt das nächste Mal im Jahre 2057 ein: Dann gibt es eine totale Sonnenfinsternis am 5. Januar und am 26. Dezember, während am 1. Juli eine ringförmige Sonnenfinsternis zu beobachten sein wird.

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

Im 21. Jahrhundert gibt es insgesamt 224 Sonnenfinsternisse. Davon sind 68 total, 72 ringförmig, 7 hybrid und 77 partiell.

Im Laufe der kommenden Jahrmillionen werden die totalen Sonnenfinsternisse immer weniger werden, weil sich der Mond langsam wegen der Gezeitenreibung immer weiter von der Erde entfernen wird. Dadurch wird er immer kleiner erscheinen, bis er in 640 Millionen bis 1,4 Milliarden Jahren die Sonnenscheibe nicht mehr vollständig abdecken kann.

Totale Sonnenfinsternisse

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.

Befindet er sich dabei in nahe genug an der Erde, ist sein Scheibchen etwas größer als das der Sonne und er kann sie vollständig bedecken. Dann kommt es zu einer totalen Sonnenfinsternis.

Aufgrund des recht kleinen Monddurchmessers hält sich auch die Größe seines Kernschattens in Grenzen. Nur Beobachter innerhalb dieses Gebietes, der zentralen Zone, können eine totale Sonnenfinsternis sehen und erleben. Außerhalb dieses Gebiets, im Bereich des Halbschattens, ist nur eine partielle Sonnenfinsternis zu sehen.

Die günstigsten Bedingungen für eine totale Sonnenfinsternis liegen vor, wenn sich die Sonne im Aphel befindet und der Mond im Perigäum. Wenn dann noch die Achse des Kernschattens des Mondes auf den Äquator gerichtet ist, treffen mehrere Bedingungen zusammen. Der Schatten des Mondes bewegt sich zur Mitte der Finsternis von Westen nach Osten mit rund 1 km/s über die Erdoberfläche, während sich die Erde mit ca. 400 m/s ebenfalls von West nach Ost dreht. Dadurch wandert der Mondschatten mit rund 500 m/s über die Erdoberfläche. Sein Durchmesser beträgt maximal 267 km. Die längste totale Phase kann somit 7m34s für einen Ort in der Zentralzone betragen. Die meisten Sonnenfinsternisse sind aber nur für 2 bis 4 Minuten total. Im günstigsten Fall wandert der Kernschatten des Mondes in fast 4 Stunden über die Erdoberfläche. Rechnet man die partiellen Phasen zu Beginn und am Ende einer totalen Sonnenfinsternis hinzu, dauert eine totale Sonnenfinsternis rund 6 Stunden.

    Eine totale Sonnenfinsternis unterscheidet durch drei Phasen, deren Übergänge durch vier Kontakte festgelegt werden:

    1. Kontakt
      Der Mond berührt von rechts kommend (Westen) die Sonnenscheibe. Die partielle Phase beginnt. Langsam ändert sich die Helligkeit und die Farbe des Lichts, aber die Augen müssen vor der immer noch intensiven Sonnenstrahlung geschützt werden.
    2. Kontakt
      Nach rund 90 Minuten endet die partielle Phase und die Totalität beginnt. Kurz bevor die Sonne vollständig hinter dem Mond verschwindet wandern schattenartige Bänder über den Boden, die Fliegenden Schatten. Schließlich fällt nur noch durch einige Täler am Mondrand etwas Sonnenlicht. Die einzelnen Lichtpunkte erscheinen wie leuchtende Perlen an einer Schnur, deshalb nennt man dies den Perlschnureffekt. Dieser ist besonders ausgeprägt, wenn der scheinbare Durchmesser des Mondes nur wenig größer ist als der der Sonne. Langsam erscheint die innerste Korona. Wenn das Sonnenlicht nur durch ein einziges Tal des Mondes fällt, erstrahlt ein einziger heller Lichtpunkt, der auf einem silbrigen Ring sitzt, den die Korona bildet, der Diamantringeffekt. Dann verschwindet die Sonne vollständig hinter dem Mond, Chromosphäre, Protuberanzen und die ganze Korona werden sichtbar. Jetzt kann ohne Augenschutz beobachtet werden. Die Umgebung liegt in einem mehr oder minder starkem Dämmerlicht. Hellere Sterne und Planeten sind erkennbar. Die horizontnahen Bereiche erscheinen heller als die anderen, weil von dort Licht aus den Gebieten hereinfällt, in denen die Finsternis partiell erscheint.
    3. Kontakt
      Die Totalität endet und die abschließende partielle Phase beginnt. Diamantringeffekt, Perlschnureffekt und Fliegende Schatten erscheinen wieder für jeweils einen kurzen Augenblick. Der Mond gibt nach und nach immer mehr von der Sonne frei. Die Augen müssen wieder geschützt werden.
    4. Kontakt
      Der Mond gibt die Sonne wieder frei. Die Finsternis ist an dem jeweiligen Ort zu Ende.

    Auf der Zentrallinie ist die Dauer der Totalität nicht überall gleich, weil sich die Entfernung des Mondes zur Erde im Verlaufe einer Finsternis ein wenig ändert. Zu Beginn und am Ende einer Finsternis ist er etwas weiter von der Erde weg - um den Erdradius - 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.

    Ringförmige Sonnenfinsternis

    Im umgekehrten Fall, wenn der Mond etwas kleiner als die Sonne ist, kann er sie nicht mehr vollständig bedecken. Die Spitze Mondschattens berührt die Erdoberfläche nicht mehr.

    Ein schmaler Lichtring bleibt sichtbar, deshalb spricht man von einer ringförmigen Sonnenfinsternis. Die maximale Dauer der zentralen Phase kann bis zu bei 12 Minuten und 30 Sekunden betragen. 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.

    Hybride Finsternisse

    Eine weitere, seltene Art von Sonnenfinsternissen sei noch erwähne. Es sind dies die ringförmig-totalen - hybriden - Sonnenfinsternisse. Sie treten dann ein, wenn sich Mond - und Sonnendurchmesser nur gering unterscheiden. Zu Beginn sind diese Finsternisse ringförmig, weil ein Beobachter am Erdboden weiter vom Mond entfernt ist. Später werden sie total und enden dann wieder ringförmig. Die jeweiligen Phasen dauern nur einige Sekunden. Ein für Mitteleuropa bemerkenswertes Beispiel ist die Finsternis vom 17. April 1912.

    Die Zone der zentralen Verfinsterung zog sich von Venezuela über den Atlantik nach Europa, wo sie in Portugal wieder auf Land traf. Weiter führte sie über Frankreich, die Benelux-Staaten und Norddeutschland bis Russland. Zu Beginn war die Finsternis ringförmig. Erst kurz vor dem europäischen Festland wurde sie total. An der Küste Portugals dauerte die Totalität nur 1,6 Sekunden. Aber schon im Golf von Biskaya wurde sie schon wieder ringförmig. Im Westen Deutschlands währte die ringförmige Phase ca. 5,5s.

    Partielle Sonnenfinsternis

    Vor und nach dem Höhepunkt einer totalen oder ringförmigen Sonnenfinsternis findet eine partielle Sonnenfinsternis statt. Wandert der Neumond in größerem Abstand an einem der beiden Knoten vorbei, verfehlt sein Kernschatten die Erde. Dann kommt es nur zu einer teilweisen Verfinsterung der Sonne, die nur in nördlichen bzw. südlichen Breiten zu sehen ist. Solch eine Himmelsereignis ist von Mitteleuropa wieder am25. Oktober 2022 zu sehen.

    Der Verlauf der Finsternis ist in der nebenstehenden Grafik zu sehen. Die Finsternis ist in fast ganz Europa zu sehen mit Ausnahme der südwestlichsten Ecke. Auch in Nordwestafrika, im Nahen Osten, Westasien und Indien schiebt sich der Mond vor die Sonne. Die blauen Linien markieren die Finsternisgröße in Einheiten von 0,25, 0,5 und 0,75 des Sonnenradius. Das Maximum mit 0,8619 wird in Nordwest-Russland erreicht und ist durch einen grünen Stern gekennzeichnet. Links und rechts, d.h. am westlichen bzw. östlichen Rand der Finsterniszone befinden sich zwei flügelähnliche Bereiche. Dies sind die Übergangsbereiche, in denen der Verlauf der Finsternis nur teilweise zu verfolgen ist. Am äußersten westlichen Rand endet die Finsternis in dem Moment, in dem die Sonne aufgeht. Etwas weiter östlich, dort wo die rote Linie verläuft, geht die Sonne auf, wenn die Bedeckung der Sonne gerade am größten ist. Noch etwas weiter östlich beginnt die partielle Phase genau bei Sonnenaufgang. Ab hier ist die Finsternis über ihren gesamten Verlauf zu beobachten. Am westlichen Rand der Finsterniszone geschieht ähnliches. Am westlichsten Rand geht die Sonne unter, wenn die Finsternis endet. An der weiter östlich liegenden roten Linie geht die Sonne zum Höhepunkt der partiellen Phase unter und am östlichsten Rand beginnt die Sonnenfinsternis mit Sonnenuntergang.

    Die Saros-Periode und der Saros-Zyklus

    Bereits chaldäischen Astronomen im alten Babylon 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 eine Sonnenfinsternis.

    Der Störenfried ist die Sonne. Mit ihrer Anziehungskraft zerrt sie am Mond. Zum einen versucht sie die Mondbahn in die Ebene der Erdbahn zu ziehen. Zum anderen zieht sie den Neumond stärker an als den Vollmond, weil er sich näher an der Sonne befindet. Zusätzlich wird der Mond schneller, wenn er sich auf die Sonne zu bewegt und langsamer, wenn er sich wieder entfernt. Diese Störungen führen dazu, dass die Mondbahn wie ein Kreisel präzessiert. Dadurch wandern die beiden Knoten - auch als Drachenpunkte bezeichnet - rückläufig um die Ekliptik. Für einen vollständigen Umlauf benötigen sie 18,61 Jahre. Gleichzeitig wandert der Frühlingspunkt aufgrund der Präzession der Erdachse ebenfalls rückläufig einmal in rund 26.000 Jahren um die Sonnenbahn. Während eines Jahres kommen die Knoten der Sonne entgegen, sodass sie alle 346,62 Tage durch den aufsteigenden Knoten läuft. Diese Zeitspanne wird auch als Finsternisjahr bezeichnet. Der Mond dagegen erreicht den selben Knoten in 27 Tagen, 5 Stunden, 5 Minuten und 35,9 Sekunden. Diese Zeitspanne nennt man drakonitischer Monat. Für einen Umlauf von Neumond zu Neumond dauert dagegen 29 Tage, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,9 Sekunden. Diese Zeitspanne heißt synodischer Monat.

    Der drakonitische Mond ist nun für die Berechnung von Finsternissen von Bedeutung, denn 242 drakonitische Monate entsprechen ziemlich genau 223 synodischen Monaten! Das sind 18 Jahre und 10,3 bzw. 11,3 (je nach Anzahl der Schaltjahre) Tage. Danach fallen die Drachenpunkte wieder mit einem Neu- oder Vollmond zusammen. Somit wieder holen sich Finsternisse nach dieser Zeitspanne, der Saros-Periode. Die Differenz von rund 0,3 Tagen bewirkt, dass aufeinander folgende Finsternisse auf der Erdoberfläche um 120 Grad verschoben sind. Nach drei Saros-Perioden ist eine Finsternis fast im gleichen Gebiet wieder zu sehen.

    Doch 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 sich der Neumond langsam aber stetig nach einer Finsternis, die nahe am Knoten stattfand, von diesem entfernt, bis er so weit entfernt ist, dass es zu keiner Finsternis mehr kommt. Entsprechendes gilt natürlich auch für die Vorgängerfinsternisse. Sie begannen irgendwann partiell mit wachsender Größe und wurden schließlich zentral. Eine solche komplette Periode wird Saroszyklus oder kurz Saros genannt. Natürlich laufen mehrere dieser Zyklen parallel zueinander ab. Finsternisse, die am aufsteigenden Knoten stattfinden, erhalten ungerade Nummern und wandern von der Arktis zur Antarktis. Finsternisse die am absteigenden Knoten stattfinden erhalten gerade Nummern und wandern von Süden nach Norden.

    Wie lange dauert nun ein solcher Saroszyklus und wie viele Finsternisse umfasst er? Dazu betrachten wir den Saros, zu dem die totale Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 gehört. Er besitzt 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.