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Sonnenfinsternisse gehören zu den eindrucksvollsten Naturschauspielen. Sie lassen sich bereits mit einfachen Mitteln sehr gut beobachten. Dieser Artikel erklärt die Entstehung und Beobachtung von Sonnenfinsternissen.
Bei einer Sonnenfinsternis tritt der Mond von der Erde aus gesehen vor die Sonnenscheibe und verfinstert diese. Hierbei fällt der Schatten des Mondes auf die Erde. Ein Beobachter im Halbschatten des Mondes kann eine partielle, ein Beobachter im Kernschatten des Mondes hingegen eine totale Sonnenfinsternis beobachten.
Eine Sonnenfinsternis entsteht, wenn sich der Neumond (nur dann kann es eine Sonnenfinsternis geben) in oder in unmittelbarer Nähe eines seiner Knoten- oder Drachenpunkte befindet. Das sind die Punkte, in denen die Mondbahn die Ekliptik, also die scheinbare Bahn der Sonne am Himmel, schneidet. Steht der Mond bei Neumond exakt im Knoten, kommt es zu einer totalen bzw. ringförmigen Sonnenfinsternis. Man spricht auch von einer zentralen Finsternis, wenn von der Erde aus eine totale oder ringförmige Finsternis sichtbar ist, also der Kernschatten des Mondes bzw. seine Verlängerung die Erde berührt. Steht der Neumond ein Stück vom Knoten entfernt, berührt der Halbschatten des Mondes die Erde, der Kernschatten zieht jedoch nördlich oder südlich der Erde vorbei. Das ist keine zentrale Finsternis, sondern lediglich eine partielle Sonnenfinsternis.
Bei einer zentralen Finsternis gibt es zu einem gegebenen Zeitpunkt einen annähernd kreisförmigen Bereich, in dem eine totale bzw. Ringförmige Finsternis zu beobachten ist. Dieser Kernschatten des Mondes bei einer totalen Sonnenfinsternis hat maximal 273 Kilometer Durchmesser, wenn sich der Mond in Erdnähe und gleichzeitig die Sonne in Erdferne befindet. Dieser ist von einem über 3000 Kilometer im Radius messenden Bereich umgeben, der den Halbschatten des Mondes bildet, und innerhalb dessen eine partielle Finsternis zu beobachten ist. Diese Bereiche sind jedoch keine exakten Kreise, da sie durch die Erdkrümmung elliptisch verzerrt werden.
Die Abbildung zeigt die Geometrie einer zentralen Sonnenfinsternis am Beispiel einer ringförmigen Sonnenfinsternis. Eine totale Sonnenfinsternis hat auf einer solchen Grafik das gleiche Erscheinungsbild. Aufgrund der Wanderung des Mondschattens über die Erde erscheint die schmale Zone der Totalität bzw. ringförmigen Phase (hier rot) als ein schmaler Streifen, der beidseitig vom Halbschatten des Mondes (hier grün) umgeben wird. In einer Momentaufnehme wäre die Finsterniszone annähernd kreisförmig.
Bild: Eclipse Predictions by Fred Espenak and Jean Meeus (NASA's GSFC)
Bei einer Sonnenfinsternis ist strikt auf die Einhaltung von Sicherheitsmaßnahmen zur Lichtdämpfung zu achten. Ansonsten drohen irreparable Augenschäden bis zur totalen Erblindung. Die Schutzmaßnahmen werden aufgrund ihres Umfangs in einem eigenen Artikel beschrieben: Vorsichtsmaßnahmen bei der Sonnenbeobachtung. Die Lektüre dieser Sicherheitshinweise wird eindringlich empfohlen!
Bei einer partiellen Sonnenfinsternis durchwandert der Neumond die Sonnenscheibe, ohne sie jedoch vollständig zu bedecken. Beim ersten Kontakt berührt der Halbschatten erstmalig die Sonnenscheibe. Nachdem der Mond, von Westen kommend, die Sonne überquert hat, endet die Finsternis mit dem zweiten Kontakt, wenn der letzte Rand des Neumondes die Sonnenscheibe im Osten verlassen hat.
Bei partiellen Sonnenfinsternissen sind zwei Maßeinheiten relevant: Die Größe und der Bedeckungsgrad. Die Größe gibt an, der wie vielte Teil des Sonnenscheibendurchmessers vom Mond bedeckt werden. Bei einer totalen Sonnenfinsternis beträgt die Größe "1". Ist beispielsweise genau die Hälfte des Sonnendurchmessers verdeckt, beträgt die Größe 0,5. Die Größe ist eigentlich dimensionslos, jedoch wird sie manchmal auch in Prozent des Sonnendurchmessers angegeben. Das Beispiel mit der Größe von 0,5 würde dann mit 50 % angegeben werden.
Der Bedeckungsgrad wird stets in Prozent angegeben und gibt an, wie viel Prozent der Fläche der Sonnenscheibe vom Mond bedeckt sind. Die Größe der Finsternis ist stets etwas größer als der Bedeckungsgrad. Lediglich ab einer Größe von etwa 0,9 sind diese Werte in grober Näherung gleich.
Partielle Sonnenfinsternisse sind weitaus weniger spektakulär als totale oder ringförmige Finsternisse, dennoch ermöglichen sie interessante Beobachtungen. Bei ruhiger Luft kann man am Mondrand die Berge und Täler und je nach Libration des Mondes mitunter auch Kraterprofile erkennen. Hierbei fällt auf, dass der Mondrand generell schärfer erscheint als der Sonnenrand.
Mit etwas Glück kann man beobachten, wie der Mond Sonnenflecken bedeckt oder dicht an ihnen vorbei wandert. Hierbei kann man gut erkennen, dass die Sonnenflecken nicht tiefschwarz, sondern eher dunkelgrau erscheinen. Die Abbildung zeigt eine partielle Sonnenfinsternis. Man beachte den Farbunterschied zwischen den Sonnenflecken und dem Neumond.
Ab einem Bedeckungsgrad von etwa 50 % erkennt ein aufmerksamer Beobachter eine geringfügige Abnahme der Umgebungshelligkeit. Man bemerkt sie erst zu diesem Zeitpunkt, da vorher die physikalisch abnehmende Helligkeit durch eine Weitung der Augenpupille ausgeglichen wird. Ab ca. 50 % Bedeckung kann das Auge den Helligkeitsabfall nicht mehr ausgleichen. Für eine so frühe Wahrnehmung der Verdunkelung ist ein absolut klarer Himmel oder eine absolut konstante Bewölkung erforderlich: Jede Schwankung in der Dichte und Dicke der Bewölkung oder kurzzeitig vor die Sonne ziehende Wolken erzeugen stärkere Helligkeitsschwankungen als eine 50-prozentige partielle Sonnenfinsternis.
Ab einem Bedeckungsgrad von ca. 90 % ist der Helligkeitsabfall unübersehbar und stärker als bei einer dichten Bewölkung. Im Gegensatz zu einer Dämmerung verändern sich die Farben jedoch nicht.
Totale Sonnenfinsternisse gehören zu den eindrucksvollsten Naturerscheinungen überhaupt. Viele Sternfreunde unternehmen weite Reisen, um wenigstens einmal in ihrem Leben eine totale Sonnenfinsternis zu erleben. Sie ist stets nur in einem maximal 273 Kilometer breiten Streifen zu beobachten. Diese sog. Totalitätszone ist der Bereich, den der Kernschatten auf seiner Wanderung über die Erde überstreicht. Nur innerhalb des Kernschattens ist die Sonnenfinsternis total. Beidseitig dieser Totalitätszone befindet sich der Bereich des Halbschattens des Mondes, in dem eine partielle Sonnenfinsternis zu beobachten ist. Je weiter man sich vom Kernschatten entfernt, umso geringer ist der Bedeckungsgrad der Sonne. Einen Fachbegriff für diesen Bereich gibt es nicht, gelegentlich wird er als "Halbschattenzone" bezeichnet.
Bei einer totalen Sonnenfinsternis bedeckt der Mond die Sonnenscheibe für kurze Zeit vollständig. Die Totalität dauert maximal 7,5 Minuten, wenn der Mond in Erdnähe und gleichzeitig die Sonne in Erdferne steht. Das globale Maximum einer totalen Finsternis mit der maximalen Totalitätsdauer findet in der geometrischen Mitte des Finsternispfades statt.
Die Finsternis startet wiederum mit einer partiellen Phase, bei der der Mond ab dem ersten Kontakt von Westen her kommend die Sonne vollständig bedeckt. Der Verlauf ist mit den obigen Beschreibungen einer partiellen Sonnenfinsternis prinzipiell identisch. Lediglich unmittelbar vor der Totalität wird es dramatisch.
Es kommt ein Wind mit zum Teil relativ starken Böen, der sog. Finsterniswind, auf. Die Ursache hierfür ist der Temperaturabfall um einige Grad in der Totalitätszone. Kurz vor der Totalität bilden sich bei klarem Himmel die fliegenden Schatten aus. Hierbei handelt es sich um über den Boden und Hauswände wandernde Schatten. Ihre Erscheinung ähnelt den Schattenmustern am Boden eines Schwimmbeckens mit bewegtem Wasser. Ihre Ursache liegt darin, dass kurz vor der Totalität die Lichtquelle punktförmig wird und Dichteunterschiede in der Atmosphäre deutlicher hervortreten.
Unmittelbar vor der Totalität kann man direkt zusehen, wie die Sonnensichel immer schmaler wird. In den letzten Sekunden zerfällt die extrem schmale, messerscharfe Sonnensichel in einzelne Teile, das ist der sog. Perlschnur-Effekt. Er entsteht durch den von Bergen und Tälern gesäumten, unebenen Mondrand. Die Berge bedecken die Sonne zuerst komplett, nur durch die Mondtäler dringt dann noch Sonnenlicht. Schließlich dringt direkt vor der Totalität nur noch durch ein letztes Tal Sonnenlicht. Das ist der sog. Diamantring-Effekt. Je nach Tiefe des letzten Tals dauert er eine zehntel bis zwei Sekunden. Er markiert den zweiten Kontakt einer totalen Sonnenfinsternis. Nach der Totalität treten diese Erscheinungen in umgekehrter Reihenfolge auf.
Die Abbildung zeigt den Diamantring-Effekt mit der innersten Korona beim 2. Kontakt einer totalen Sonnenfinsternis.
Es gibt drei verschiedene Definitionen der Totalität. Die konventionelle Definition ist die Zeit zwischen den beiden Diamantring-Effekten, also wenn kein Licht der Photosphäre mehr zu sehen ist. Nach dieser Version gehen auch die astronomischen Jahrbücher vor, und sie ist die in der Praxis relevante Definition. Eine weitere Definition, die allerdings kaum verwendet wird, definiert den Zeitraum der Totalität als die Phase, in der auch die Chromosphäre bedeckt ist, also ausschließlich die Korona sichtbar ist. Die dritte Definition ist eher mathematischer Natur und definiert den zweiten und dritten Kontakt, also Beginn und Ende der Totalität, als die Zeitpunkte, zu denen der mittlere Mondrand den Sonnenrand abdeckt. Wendet man diese Definition an, ist die Sonne zum Totalitätsbeginn und -ende nicht komplett bedeckt, da durch die tiefen Täler am Mondrand noch Sonnenlicht gelangt. Aus diesem Grund wird diese Definition in der Regel nicht anerkannt, hier jedoch der Vollständigkeit halber aufgeführt.
Während der Totalität sieht man die Chromosphäre, die Protuberanzen und die Korona der Sonne. Die Chromosphäre ist die direkt über der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre) liegende Schicht der Sonnenoberfläche. Normalerweise ist sie nicht beobachtbar, da sie von der Photosphäre etwa um den Faktor 100.000 überstrahlt wird. Die Protuberanzen sind Materieausbrüche, die von der Chromosphäre ausgestoßen werden. Diese beiden Objekte leuchten lachsrot im H-alpha-Licht. In der obigen Abbildung des Diamantrings sind sie deutlich zu erkennen.
Darüber erkennt man die ausgedehnte Sonnenkorona. Das ist die äußerste Atmosphäre der Sonne. Sie hat eine Temperatur von ein bis zwei Millionen Grad. Ihr Aussehen hängt von der Aktivität der Sonne ab. Zum Aktivitätsminimum hat die Korona am Sonnenäquator, also entlang der Ekliptik, weit reichende Koronastrahlen, sog. Streamer, und an den Polen sind die Strahlen sehr kurz und erinnern an Haarstoppeln ("Minimumskorona"). Im Aktivitätsmaximum ist die Korona annähernd kreisförmig. Die Streamer liegen jetzt in größerer Zahl vor und sind zufällig über den Sonnenrand verteilt ("Maximumskorona"). Die Koronastrahlen lassen sich über mindestens vier Sonnenradien über dem Mondrand verfolgen. Einige Beobachter sprechen sogar von sieben Sonnenradien bei Beobachtungen mit dem bloßen Auge. Dia Abbildung zeigt die Snnenkorona zu einem Zeitpunkt hoher Sonnenaktivität.
Das Licht der Korona ist hell, aber nicht blendend. Die Farbe ist im Normalfall silberig-weiß, einige Beobachter sprechen von einem grünlichen Licht. Das Leuchten wirkt ein wenig unnatürlich und einer Neonlampe ähnlich.
Die Helligkeit der Korona weist eine starke Dynamik auf. Von den Bereichen unmittelbar über der Chromosphäre nimmt sie bis zu den eben noch sichtbaren Ausläufern etwa um den Faktor 10.000 ab.
Zur Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis eignen sich das bloße Auge, Ferngläser sowie Teleskope mit schwachen bis mittleren Vergrößerungen. Bereits mit einem 7*50-Fernglas erscheint die Korona so weit ausgedehnt, dass sie nicht mehr komplett ins Gesichtsfeld passt. Den eindrucksvollsten Teleskopanblick hat man, wenn sich die Sonne zusammen mit ihrer näheren Umgebung komplett im Gesichtsfeld befindet. Stärkere Vergrößerungen um 100- bis 150-fach erlauben Detailbeobachtungen der Protuberanzen. Stärkere Vergrößerungen sind aufgrund der Luftunruhe bei Tagesbeobachtungen nur selten sinnvoll einzusetzen. Für die Totalität ist kein Sonnenfilter erforderlich.
Die Kontakte werden folgendermaßen definiert: 1. Kontakt: Beginn der partiellen Phase; 2. Kontakt: Beginn der Totalität; 3. Kontakt: Ende der Totalität; 4. Kontakt: Ende der zweiten partiellen Phase.
Zu Beginn der Totalität ziehen sich Tiere in ihre Schlafplätze zurück und wirken desorientiert. Einige Berichte beschreiben auch, dass Planzen ihre Blüten schließen. Das tritt speziell bei ungewöhnlich langen Finsternissen auf.
Beim Betrachten des Himmels während des 2. oder 3. Kontaktes erkennt man den Kernschatten als dunkle Wand über den Himmel ziehen. Dieser Effekt ist bei Bewölkung besonders deutlich zu erkennen. Während der Totalität ist die Umgebung in ein befremdendes Licht getaucht. Der Himmel und die Umgebung sind etwa so hell wie bei Vollmond. Man erkennt die Planeten sowie die hellsten Sterne und Sternbilder. Der Horizont hat einen orangefarbenen Schimmer. Dieser entsteht durch Licht, dass von Bereichen ausserhalb der Totalitätszone in letztere hinein gestreut wird.
Ringförmige Sonnenfinsternisse sind ein Spezialfall der partiellen Sonnenfinsternisse. Von der Geometrie her sind sie mit totalen Finsternissen identisch. Der Unterschied besteht jedoch darin, dass sich bei ihnen der Mond auf seiner elliptischen Bahn um die Erde zu weit von der Erde entfernt befindet, um vom Erdboden aus gesehen die Sonne komplett bedecken zu können. Der Kernschatten des Mondes wandert dann über den Beobachter hinweg und erreicht nicht den Erdboden.
Der erste Kontakt ist wiederum der Beginn der partiellen Phase. Die partiellen Phasen entsprechen denen von totalen Finsternissen. Kurz vor dem 2. Kontakt greifen die Spitzen der Sonnensichel immer weiter um den Mond herum. Hierbei kann man in der Endphase direkt zusehen. Beim 2. Kontakt gibt es unmittelbar bevor sich die übergreifenden Hörnerspitzen der Sonnensichel zu einem geschlossenen Ring vereinen, ebenfalls einen Perlschnur-Effekt. Dieser findet jedoch im Gegensatz zur totalen Finsternis am Westrand der Sonne statt, wenn der Mond bei Beginn der ringförmigen Phase den Sonnenrand von innen verlässt und der Sonnenring geschlossen wird. Dia Abbildung zeigt eine ringförmige Sonnenfinsternis.
Die ringförmige Phase kann bis zu 12,5 Minuten dauern, wenn sich der Mond in Erdferne und die Sonne gleichzeitig in Erdnähe befindet. Je dichter sich der Mond an der Erde befindet, umso schmaler erscheint der Sonnenring. Während der ringförmigen Phase kann man direkt beobachten, wie der Mond durch die Sonne hindurch wandert. Die Abbildung zeigt die Perlschnur einer ringförmigen Sonnenfinsternis.
Beim 3. Kontakt, dem Ende der ringförmigen Phase, berührt der Mond den östlichen Sonnenrand von innen. Es gibt wieder einen Perlschnur-Effekt, bis sich der Ring schließlich komplett geöffnet hat. Die oben beschriebenen Erscheinungen laufen nun in umgekehrter Reihenfolge ab, bis die zweite partielle Phase mit dem 4. Kontakt endet.
Ringförmig-totale Sonnenfinsternisse, auch hybride Sonnenfinsternisse genannt, sind ein Sonderfall von ringförmigen Sonnenfinsternissen. Sie können nur auftreten, wenn Sonne und Mond exakt den gleichen scheinbaren Durchmesser aufweisen.
Diese Finsternisse weisen eine einzigartige Geometrie auf: Im Laufe des Pfades der ringförmigen Finsternis berührt der Kernschatten des Mondes für kurze Zeit die Erde. In diesem Abschnitt ist innerhalb der Zone der ringförmigen Phase eine totale Sonnenfinsternis zu beobachten.
An den Punkten, an denen der Kernschatten des Mondes die Erdkugel berührt bzw. verlässt, bildet die beschriebene Perlschnur einen Ring, der den gesamten Neumond umspannt. Die Totalität solcher Finsternisse dauert oft nur einige Sekunden.
