Finsternisse

 
  Mond- oder Sonnenfinsternisse können nur auftreten, wenn Sonne, Erde und Mond in einer exakten Linie stehen.  
 

Mondfinsternis

 
  Eine Mondfinsternis ist bei Vollmond zu sehen, wenn Sonne – Erde – Mond in einer Linie stehen, wobei sich die Erde zwischen Sonne und Mond befindet, und wenn ihn seine Bahn durch den Erdschatten führt. Dazu muß der Mond in der Nähe des Schnittpunktes von Mondbahn und Ekliptik stehen.  
Die Sonne ist ein so naher Stern, dass sie nicht nur punktförmig sondern als Fläche leuchtet. Dadurch entstehen im Schatten hinter der Erde Gebiete, die nur vom rechten oder nur vom linken Sonnenrand beleuchtet werden, dies ist der Halbschatten.
Im Kernschatten ist weder der rechte noch der linke Sonnenrand zu sehen.
 
 
Mondfinsternisse sind überall dort zu sehen, wo der Mond über dem Horizont steht. Es finden im Durchschnitt 1,5 Mondfinsternisse pro Jahr statt.  Durchläuft der Mond nur den Halbschatten der Erde spricht man von einer Halbschattenfinsternis. Vom Mond aus gesehen ist in diesem Falle die Sonne nur teilweise bedeckt. Bei dieser Verfinsterung ist der Mond kaum merklich dunkler und dies kann nur schwer beobachtet werden.
Streift der Mond den Kernschatten nur, findet eine partielle Mondfinsternis statt. Der Bedeckungsgrad wird in Prozent angeben.
Wird der Mond dagegen vom Kernschatten der Erde vollständig bedeckt, entsteht eine totale Mondfinsternis. Normalerweise sollte der Mond im Kernschatten total verdunkelt sein und somit nicht sichtbar. Jedoch wird bei einer totalen Mondfinsternis der Mond als dunkelrote Scheibe sichtbar. Dieses dunkelrote Licht rührt daher, dass der Mond jetzt im Licht zu sehen ist, welches durch die Erdatmosphäre von der Sonne zum Mond gelenkt wir. Der Mond erscheint jetzt kupferrot da der blaue Anteil des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre weg gestreut wird.
 
 
Größe oder Magnitude der Finsternis
Die Größe einer Mondfinsternis ist ein Maß für die Eindringtiefe des Mondes in den Erdschatten. Durch beide Kreismittelpunkte wird eine Gerade gelegt. Auf dieser wird die Entfernung a des dem Mittelpunkt näheren Mondrandes zum Kernschattenmittelpunkt ermittelt. Die Differenz von a und dem Radius des Kernschattens b gibt an, wie weit der Mond in den Kernschatten eintaucht. Dividiert man (b-a) durch den Monddurchmesser D, erhält man das Maß wie weit der Mond, bezogen auf seinen Durchmesser, in den Kernschatten eintaucht. Dieses Maß wird als penumbrale Magnitude bezeichnet.
Magnitude = (b-a) / D
Bei Kernschattenfinsternissen wird das Eindringen in den Kernschatten gemessen. Bei einem mittleren Verhältnis zwischen Kernschatten- und Monddurchmesser von etwa 2,65 variiert die umbrale Magnitude zwischen 0 und 1,825 (partiell 0 bis 1,0; total 1,0 bis 1,825).
  Aus den Beobachtungen vieler totaler und partieller Mondfinsternisse schloss schon Eratosthenes, griechischer Mathematiker und Geograph (276 – 194 v. Chr.) dass die Erde eine Kugel sein muss. Er stellte fest, dass bei den Mondfinsternissen der Kernschatten immer kreisförmig war unabhängig davon ob der Mond im Osten, Süden oder im Westen zur Finsterniszeit stand.  Folglich wurde die Erde aus unterschiedlichen Richtungen von der Sonne beleuchtet. Da nur der geometrische Körper der Kugel, wenn sie von unterschiedlichen Seiten beleucht wird, einen kreisförmigen Schatten wirft, folgerte er, dass die Erde eine kugelförmige Gestalt haben muss.  
 

Totale Mondfinsternis vom 9.1.2001

 
  hier die partielle Phase, aufgenommen in Eberfing, der durch eine Rundung begrenzte Kernschatten ist hier gut zu sehen.  
 
 
 

Sonnenfinsternis

  Eine Sonnenfinsternis findet statt, wenn Sonne, Mond und Erde auf einer Linie stehen. Der Mond welcher sich zwischen Sonne und Erde befindet, erzeugt einen Kernschatten, der gerade bis zur Erde reicht.
Bedeckt der Mond die Sonne vollständig ist die Finsternis total. Befindet sich der Beobachter außerhalb des Pfades der Totalität, so ist die Finsternis für ihn partiell. Partiell
 
   
  Da die Mondbahn eine Ellipse ist, hat der Mond unterschiedliche Entfernungen zur Erde und damit unterschiedliche scheinbare Durchmesser.
Wenn der Abstand Erde – Mond groß ist, bedeckt der Mond die Sonne nicht vollständig (das heißt, die Spitze des Kernschattens erreicht die Erde gerade nicht): es kommt zu einer ringförmigen Verfinsterung. In diesem Fall erscheint ein heller Ring der Sonne um die schwarze Scheibe des Mondes herum. Oder anders ausgedrückt, durch die Änderung der scheinbaren Größe des Mondes verdeckt der Mond manchmal die Sonne nicht ganz, er ist dann zu weit von der Erde entfernt. Aufgrund der Gezeitenkräften entfernt sich der Mond von der Erde um 3,5 cm pro Jahr. Aus einer groben Abschätzung ergibt sich, dass in 300 000 Millionen Jahren nur noch ringförmige Sonnenfinsternisse stattfinden.
 
 

Will man eine totale Sonnenfinsternis beobachten, muss man in dem Gebiet auf der Erde sein, dass vom Kernschatten des Mondes gestreift wird. Die Geschwindigkeit des Mondschattens auf der Erdeoberfläche ist gleich der Geschwindigkeit des Mondes auf seiner Umlaufbahn minus der Geschwindigkeit der Erdumdrehung. Am Äquator beträgt die Geschwindigkeit des Schattens etwa 1 706 Kilometer pro Stunde was ungefähr der 1.4 fache Schallgeschwindigkeit entspricht. An den Polen wandert der Schatten ungefähr doppelt so schnell mit 3 380 Kilometer pro Stunde.
Die Dauer einer totalen Sonnenfinsternis kann aus der Größe des Mondschattens und aus seiner Geschwindigkeit berechnet werden. Maximal kann die totale Phase einer Sonnenfinsternis 7,5 Minuten betragen. Derartig lange Verfinsterungen sind jedoch selten und finden nur einmal in mehreren tausend Jahren statt. Normalerweise ist eine totale Finsternis etwa drei Minuten lang.
Die Breite von Kern- und Halbschatten (partielle Finsternis) hängt vom Abstand Erde – Mond ab. Der Durchmesser des Kernschattens, der die Erdoberfläche berührt,  ist nie größer als 268,7 Kilometer – z. B. lag der Durchmesser des Kernschattens bei der totalen Sonnenfinsternis 1999 in Deutschland bei 110 Kilometern. Die Breite des Halbschattens oder der Streifen der partiellen Finsternis auf der Erdoberfläche beträgt etwa 4 800 Kilometer.

Auf der Erde gibt es durchschnittlich 2,3 Sonnenfinsternisse in einem Jahr. Am gleichen Ort auf der Erde sind sie selten. 1999 fand in Deutschland eine totale Sonnenfinsternis statt, die nächste wird 2135 in Deutschland zu beobachten sein.

  partielle Sonnenfinsternis vom 3.5.2003 aufgenommen in Eberfing mit einer Brennweite von 125 mm.

 
  Bedeckt der Mond die Sonne vollständig, also während der Totalität, so ist die lichtschwache Korona der Sonne zusehen. Es können auch die Chromosphäre und Protuberanzen beobachtet werden, wenn der Mond den Rand der Sonne gerade freigibt.  
 
Totale Sonnenfinsternis vom 29.3.2006 beobachtet in der Türkei. Totale Sonnenfinsternis vom 16.2.1980 beobachtet in Kenia.
 
  Bedeckt der Mond die Sonne vollständig, also während der Totalität, so ist die lichtschwache Korona der Sonne zusehen. Es können auch die Chromosphäre und Protuberanzen beobachtet werden, wenn der Mond den Rand der Sonne gerade freigibt.  
 

Saroszyklus

  Durch jahrelange Aufzeichnungen von Sonnen- und Mondfinsternissen, stellte man einen Zyklus von identischen Finsternissen fest. Die Bezeichnung geht auf Edmund Halley aus dem Jahr 1691 zurück.
Dieser Zyklus kommt durch Eigenschaften der Mondbahn zustande. Die Bahn des Mondes um die Erde ist gegen die Ebene, in der die Erde um die Sonne kreist (Ekliptik), um 5 Grad geneigt. Die Bahnneigung des Mondes bedeutet, dass er sich bis zu  knapp 40 000 km über oder unter der Ekliptik aufhalten kann. Er muss sich also nahe den Schnittpunkten seiner Bahn mit der Ekliptik (den so genannten Knoten) befinden, damit eine Sonnen- oder Mondfinsternis eintreten kann. Es gibt zwei Knoten: Im aufsteigenden Knoten durchquert der Mond die Ekliptik von Süden nach Norden und im absteigenden Knoten geht er von Norden nach Süden durch die Ekliptik.
 
 
Wie schon erwähnt, findet eine Finsternis nur statt, wenn der Neumond in der Nähe diesen Bahnknoten steht. Die Umkreisung des Mondes um die Erde kann von der Sonne aus als Kreiselbewegung gesehen werden. Da die Mondbahn 5 Grad zur Ekliptik geneigt ist, versucht die Sonne diesen Mondkreisel aufzurichten. Als Ergebnis reagiert die Mondbahn mit einer Präzessionsbewegung, die die Bahnknoten rückläufig in 18 Jahren einmal um die Mondbahn wandern lässt.  Diese Knotenumlaufzeit wird Sarosperiode genannt.
Der Ort, an dem eine Finsternis des betreffenden Sarosyklus auf der Erde statt findet, verschiebt sich systematisch in der geographischen Breite von einem Pol zum anderen, bis der Zyklus vollendet ist.
Jeder einzelne Zyklus ist etwa 1.270 Jahre lang und beinhaltet 71 Perioden. Er beginnt mit einer Reihe von partiellen Finsternissen in einem der Polgebiete, d.h. der Kernschatten des Mondes verfehlt noch die Erdoberfläche. Danach entwickelt sich eine Folge von totalen oder ringfärmigen Finsternissen, die sich nach und nach zum entgegengesetzten Pol verlagern, wo schließlich die letzten Finsternisse des Saroszyklus wieder als partielle auftreten.
 
  letztes Update 28.4.2016