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Sonnenfinsternis

astronomisches Ereignis
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Eine irdische Sonnenfinsternis oder eine Eklipse (griechisch Vorlage:Polytonisch ékleipsis „Überlagerung, Verdeckung, Auslöschung“, vergleiche Ellipse) ist ein Astronomisches Ereignis, das eintritt, wenn die Sonne durch den Mond ganz oder teilweise verdeckt wird.

Animation der Sonnenfinsternis vom 29. März 2006

Als „Sonnenfinsternis“ wird sie vom irdischen Betrachter wahrgenommen. Trifft der Schattenraum des Mondes auf die Erdoberfläche, so entsteht eine Sonnenfinsternis (Das Schattenbild des Mondes auf der Erde ist aber nicht einmal so groß wie Brandenburg). Im Gegensatz zur Mondfinsternis, bei der tatsächlich der Mond dunkel wird, leuchtet die Sonne natürlich weiter. Stattdessen liegt ein Teil der Erde im Schatten des Mondes, so dass man – analog zur Mondfinsternis – eigentlich korrekterweise von einer Erdfinsternis oder auch von einer Sonnenbedeckung sprechen müsste.

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. Eine sichere Nennung der Uhrzeit kann bislang nicht gegeben werden, da die wissenschaftlichen Ansetzungen einen Zeitkorridor zwischen spätem Nachmittag und Abenddämmerung ermöglichen. Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für die Sonnenfinsternis vom 10. August 310 v. Chr.,[1] 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. Das Neue Testament berichtet von einer Sonnenfinsternis während der Kreuzigung Christi; am Ostertermin in den in Frage kommenden Jahren um das Jahr 30 hat es allerdings keine solche Finsternis gegeben; jedoch gab es am 22. November 29[2] eine Sonnenfinsternis, deren Totalitätsstreifen auch durch das Heilige Land führte und die daher den Bericht der Evangelisten beeinflusst haben mag. Inwieweit antike Astronomen Sonnenfinsternisse tatsächlich hervorsagen konnten, ist in der Forschung umstritten; sicher ist lediglich, dass bereits den babylonischen Astronomen die 18-jährige Sarosperiode bekannt war. Mit dem Verfall der antiken Wissenschaft ging allerdings auch das entsprechende astronomische Wissen verloren.

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 Edmund 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 Eddington bestätigte.

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

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.

Grundlagen einer Sonnenfinsternis

Da die Erdbahn (Ekliptik) und die Mondbahn leicht gegeneinander geneigt sind, findet dieses Ereignis nur statt, wenn die folgenden zwei Bedingungen gleichzeitig erfüllt sind:

und

  • Der Mond befindet sich an einem Punkt, an dem die Mondbahn die Ekliptik schneidet, einem so genannten Knotenpunkt.
 
Sonnen- und Mondfinsternisse

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.

Das Zeitintervall zwischen zwei Durchgängen der Sonne durch denselben Mondknoten bezeichnet man als Finsternis-Jahr. Es dauert etwa 346 Tage und gibt den Rhythmus an, in dem sich Sonnenfinsternisse in einer Sarosperiode wiederholen.

Arten von Sonnenfinsternissen

 
Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis

Je nach dem Grad der Bedeckung unterscheidet man vier prinzipielle Arten von Sonnenfinsternissen:

Totale Sonnenfinsternis

Der Mond zieht genau vor der Sonne vorbei, so dass kurzfristig die Sonne völlig verdeckt ist. Aber sie beginnt und endet mit einer nur teilweisen Verdeckung der Sonne. Dieser Typ ist für die Astronomie am interessantesten, hauptsächlich weil man dabei die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht unserer Sonne überstrahlt wird. Außerdem kann bei Sternen, die dicht neben der Sonne stehen und daher nur während einer Finsternis sichtbar sind, die Ablenkung des Lichts durch die gravitative Raumkrümmung der Sonnenmasse gemessen werden.

Da die Sonne keine punktförmige Lichtquelle ist, ist während einer totalen Sonnenfinsternis nur in einem relativ kleinen Gebiet, dem sog. Kernschatten eine völlige Abdeckung der Sonne zu beobachten. Dieser hat einen Durchmesser von maximal 265 Kilometern, ist in fast allen Fällen aber wesentlich schmaler. In Gebieten nördlich und südlich von diesem Kernschattengebiet kann man hingegen nur eine partielle (s.u.) Sonnenfinsternis beobachten.

Eine totale Sonnenfinsternis ist nur möglich, wenn der Mond nahe an der Erde steht und deswegen die Mondscheibe scheinbar größer ist als die Sonnenscheibe.

Die sichtbare Zeit der Totalität hängt für den Beobachter von folgenden drei Faktoren ab:

  • Die Position in Bezug zur Zentrallinie - je näher der Beobachter zur Zentrallinie steht, desto länger die Sichtbarkeit.
  • Die Position im Verlauf des Finsternispfades über die Erde - findet die Beobachtung am Morgen oder am Abend (= Beginn oder Ende des Finsternispfades) statt, ist die Sichtbarkeit ebenfalls deutlich kürzer als am Mittag (= maximale Verfinsterung).
  • Das Verhältnis der scheinbaren Größe von Mond- und Sonnenscheibe. Die Mondscheibe muss mindestens 100 % der Größe der Sonnenscheibe haben, um überhaupt eine totale Finsternis zu sehen - maximal möglich sind 108 %. Je höher dieser Wert ist, desto länger ist die Finsternis. Die längste theoretisch mögliche Finsternis dauert gegenwärtig 7 Minuten und 32 Sekunden.[3]
Datei:RingfoermigeSonnenfinsternis.jpg
Ringförmige Sonnenfinsternis

Ringförmige Sonnenfinsternis

Sowohl die Umlaufbahn der Erde um die Sonne, als auch die Umlaufbahn des Mondes um die Erde sind leicht elliptisch. Dadurch ändern sich die Entfernungen von Sonne und Mond zur Erde. Wenn der Mond besonders weit von der Erde entfernt ist, ist die "Mondscheibe" nicht mehr groß genug, um die ganze "Sonnenscheibe" abzudecken. Wenn der Mond genau vor der Sonne vorbeizieht, erfolgt statt einer totalen Sonnenfinsternis eine ringförmige Finsternis, bei der der äußere Rand der Sonne sichtbar bleibt. Ringförmige Sonnenfinsternisse sind deshalb nur dann möglich, wenn der Mond von der Erde aus kleiner erscheint als die Sonne. Hierbei gilt die Regel: Je kleiner der Mond erscheint, desto länger dauert die Finsternis.

Hybride Sonnenfinsternis

Die hybride Sonnenfinsternis beginnt und endet stets als ringförmige Finsternis; sie erreicht im mittleren Teil des Verlaufs kurz Totalität. Diese Form der Sonnenfinsternis ist recht selten und macht im langjährigen Kanon nur ca. 1 Prozent aller Fälle aus. Am 8. April 2005 ereignete sich eine derartige hybride Finsternis im östlichen Pazifik vor Costa Rica/Panama für ca. 30 Sekunden. Die nächste Finsternis findet erst 2013 statt. Dieser Wechsel zwischen ringförmiger über totale und wieder zurück zu ringförmiger Abdeckung kommt dadurch zustande, dass zum Zeitpunkt der Finsternis 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 sind die totale und partiellen Phasen (wenige Sekunden) und der Durchmesser des Kernschattens erreicht auch nur wenige dutzend Kilometer. Der Übergang von partiell zu total und umgekehrt findet statt, wenn die Spitze des Kernschattens die Erdoberfläche bzw. den Beobachter erreicht und wieder verlässt.

 
partielle Sonnenfinsternis

Partielle Sonnenfinsternis

Der Mond zieht nicht ganz vor die Sonne, sondern etwas darüber oder darunter vorbei und verdeckt sie deshalb nur teilweise. Wenn nicht ein beträchtlicher Teil der Sonne bedeckt wird, bleibt die partielle Sonnenfinsternis in der Regel unbemerkt. Nur in der Dämmerung ergeben sich günstige Beobachtungsmöglichkeiten. Auch eine totale Sonnenfinsternis beginnt und endet mit einer teilweisen Verdeckung der Sonne.

Kenngrößen einer Sonnenfinsternis

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

 
Größe einer partiellen Sonnenfinsternis

Bedeckungsgrad und Größe

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

  • Der Bedeckungsgrad drückt den Anteil der vom Mond bedeckten Fläche der Sonnenscheibe aus, die Angabe erfolgt in Prozent.[4] Bei einer totalen Sonnenfinsternis erreicht der Bedeckungsgrad innerhalb der Totalitätszone 100 Prozent. Werte größer als 100 Prozent werden nicht verwendet.
  • Die Größe (auch Magnitude) beschreibt den Anteil des vom Mond bedeckten Sonnendurchmessers. Bei einer partiellen oder ringförmigen Finsternis ist dieser Wert kleiner als 1, bei einer totalen Finsternis größer als 1 (weiteres siehe Hauptartikel: Größe einer Sonnenfinsternis)

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.

 
Gamma-Wert einer zentralen totalen Sonnenfinsternis

Gamma-Wert

Hauptartikel: Gamma-Wert einer Sonnenfinsternis

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.

  • Ist der Betrag von Gamma kleiner als 1 (unter Berücksichtigung der Erdabplattung genauer: 0,9972), so trifft die Kernschattenachse die Erdoberfläche und die Finsternis ist zentral. Es gibt in diesem Fall Orte auf der Erdoberfläche, von wo aus ein Beobachter den Mond zentral vor der Sonnenscheibe vorbeiziehen sieht. Zentrale Finsternisse können total oder ringförmig sein.
  • Falls der Kernschatten die Erde verfehlt (Betrag von Gamma größer als 1), die Erde aber durch den Halbschattenkegel läuft, so ist die Finsternis partiell.
  • Bei noch größerem Gamma verfehlen sowohl der Kernschatten- als auch der Halbschattenkegel die Erde und es tritt gar keine Finsternis ein.

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.

Zu beobachtende Phänomene während einer Sonnenfinsternis

Datei:IMG 0569.JPG
Diamantringeffekt
Datei:Img 0119.jpg
Lichtkringel durch das Blätterwerk eines Baumes
 
Beleuchtung 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 müssen 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 der letzte Sonnenstrahl durch ein oder mehrere Mondtäler erlischt, spricht man vom Diamantringeffekt (engl. Baily's beads) oder der Diamantkette. Erst wenn dieser Effekt vorbei ist, 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 sicher 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.

Besondere Sonnenfinsternisse

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, so dass 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.

Sonnenfinsternisse durch künstliche Erdsatelliten

Auch künstliche Erdsatelliten können in die Sichtlinie zwischen einem Beobachter auf der Erde und Sonne geraten. Allerdings sind solche Ereignisse schwer zu beobachten, da das Sichtbarkeitsgebiet sehr klein ist. Der Satellit wandert meist für 1-2 Sekunden vor der Sonne vorbei. Wie bei einem Planetendurchgang ist subjektiv keine visuelle Helligkeitsabnahme zu registrieren.

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.

Beobachtet wurden Sonnenfinsternisse durch die Marsmonde Deimos und Phobos.

Seltenheit von zentralen Sonnenfinsternissen über einem bestimmten Ort

Im Schnitt kann nur etwa alle 360 Jahre über einem ganz bestimmten Ort mit einer totalen oder ringförmigen Sonnenfinsternis gerechnet werden. 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 4-minütige Sonnenfinsternis, welche von der Côte d'Azur kommend quer über die gesamte Schweiz und Südostdeutschland nach Polen verlief.

Die längste Wartezeit auf eine totale Sonnenfinsternis hatte London mit 837 Jahren, gefolgt von Jerusalem (795 Jahre). Es ist 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 7 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 großen totalen Sonnenfinsternis vom 3. September 2081 folgt gleich am 27. Februar 2082 gegen Abend eine ringförmige Finsternis.

Listen spezieller Sonnenfinsternisse

Sonnenfinsternis-Termine

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.

Die nächsten Finsternisse sind folgende:

Datum Art der Sonnenfinsternis Dauer (*) min / s Sichtbarkeitsgebiet weltweit
7. Februar 2008 Ringförmig 02m12s Antarktis, Australien, Neuseeland
1. August 2008 Total 02m27s Nordamerika, Europa, Asien
26. Januar 2009 Ringförmig 07m54s Südliches Afrika, Antarktis, Südostasien, Australien
22. Juli 2009 Total 06m39s Ostasien, Pazifik, Hawaii

(*) Dauer der zentralen Finsternis.

Zentrale Sonnenfinsternisse in Europa bis 2030

Datum Art der Sonnenfinsternis Dauer (*) min / s Sichtbarkeitsgebiet Europa
1. August 2008 Total 02m27s Norwegen (Spitzbergen), Russland (Nowaja Semlja)
20. März 2015 Total 02m49s Färöer, Spitzbergen
12. August 2026 Total 02m19s Island (Westen), Spanien (Norden, Balearen)
2. August 2027 Total 06m22s Spanien (Andalusien), Gibraltar
26. Januar 2028 Ringförmig 10m29s Madeira, Portugal (Süden), Spanien (Süden), Gibraltar
1. Juni 2030 Ringförmig 05m22s Malta, Griechenland (Mitte), Türkei (Nordwesten), Bulgarien (Süden), Ukraine (Süden), Russland (Süden)

(*) Dauer der zentralen Finsternis.

Zentrale Sonnenfinsternisse in Mitteleuropa bis 2100

Datum Art der Sonnenfinsternis Dauer (*) min / s Sichtbarkeitsgebiet deutscher Sprachraum
13. Juli 2075 Ringförmig 04m46s Österreich (Südosten)
3. September 2081 Total 05m33s Schweiz (Norden), Deutschland (Süden), Österreich (Westen)
27. Februar 2082 Ringförmig 08m12s Schweiz (ganz), Deutschland (Süden), Österreich (Westen)
23. Juli 2093 Ringförmig 05m11s Deutschland (Norden, Osten)

(*) Dauer der zentralen Finsternis.

Liste der längsten Sonnenfinsternisse zwischen 1 und 3000

Totale Sonnenfinsternisse

Datum Dauer
16. Juli 2186 7m29s
27. Juni 363 7m24s
27. Juli 2204 7m22s
8. Juli 381 7m22s
9. Juni 1062 7m20s
20. Juni 1080 7m18s
16. Juni 345 7m17s
3. Juni 699 7m16s
13. Juni 717 7m15s

Die längste totale Sonnenfinsternis im 21. Jahrhundert mit einer Dauer der totalen Phase von 6m39s findet am 22. Juli 2009 statt. Theoretisch kann die totale Phase einer totalen Sonnenfinsternis 7m31s dauern.

Ringförmige Sonnenfinsternisse

Datum Dauer
7. Dezember 150 12m24s
25. November 132 12m16s
17. Dezember 168 12m15s
14. Dezember 1955 12m09s
14. Januar 3080 12m09s
24. Januar 3098 12m05s
24. Dezember 1973 12m03s
25. Dezember 1628 12m02s
2. Dezember 1937 12m00s

Die am längsten dauernde ringförmige Sonnenfinsternis im 21. Jahrhundert findet am 15. Januar 2010 statt (Dauer: 11m08s).

Berechnung historischer Sonnenfinsternisse

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

  • 501 v. Chr. Abweichung 17.190 Sekunden / Fehlertoleranz 430 Sekunden
  • 201 v. Chr. Abweichung 12.790 Sekunden / Fehlertoleranz 330 Sekunden
  • 101 v. Chr. Abweichung 11.640 Sekunden / Fehlertoleranz 290 Sekunden

(Quelle: NASA)

Siehe auch

Anmerkungen und Einzelnachweise

  1. ↑ Am 15. August 310 v. Chr. im proleptischen julianischen Kalender. Es besteht eine Differenz von 5 Tagen zum heutigen Kalender, die in Abzug gebracht werden muss. Quelle: MPIA U.Bastian/A.M. Quetz und J.Meeus Astronomische Berechnungen für Ephemeris Tool 4,5.
  2. ↑ Am 24. November 29 n. Chr. um 14:28 Uhr im julianischen Kalender mit einer 81%igen Totalität. Es besteht eine Differenz von 2 Tagen zum heutigen Kalender, die in Abzug gebracht werden muss. Quelle: MPIA U.Bastian/A.M. Quetz und J.Meeus Astronomische Berechnungen für Ephemeris Tool 4,5.
  3. ↑ J. Meeus: Mathematical Astronomy Morsels III. Willmann-Bell, Richmond 2004, ISBN 0-943396-81-6, Kap. 10
  4. ↑ Seidelmann, P.K. (Hrsg.): Explanatory Supplemement to the Astronomical Almanac. University Science Books, Mill Valley 1992, ISBN 0-935702-68-7, S. 463

Literatur

  • Rudolf Kippenhahn, Wolfram Knapp, Schwarze Sonne, roter Mond. Die Jahrhundertfinsternis, DVA, Stuttgart, 2002
  • Andreas Walker, Sonnenfinsternisse und andere faszinierende Erscheinungen am Himmel, Birkhäuser Verlag, Basel, 1999
  • Serge Brunier, Jean-Pierre Luminet, Glorious Eclipses: Their Past Present and Future, Cambridge University Press, 2000
  • Mark Littmann, Ken Willcox, Fred Espenak. Totality, Oxford University Press, 1999
Wiktionary: Sonnenfinsternis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Sonnenfinsternis – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien
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