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Bei einer Sonnenfinsternis, der eindrucksvollsten aller Verfinsterungen, bewegt sich vom Beobachter aus gesehen die Mondscheibe vor der Sonne vorbei und verdeckt sie für eine kurze Zeit. Damit dies eintritt, müssen beide Gestirne die gleiche ekliptikale Länge haben (es muß also Neumond sein), und der Mond muß eine möglichst geringe ekliptikale Breite haben (er muß in oder nahe einem Knoten seiner Bahn stehen). Da beide Bedingungen im allg. nicht gleichzeitig erfüllt sind- meist steht der Mond bei Neumond ober- oder unterhalb der Sonnenscheibe- sind Sonnenfinsternisse seltene Erscheinungen.
Der Kernschatten des Mondes ist der kegelförmige Bereich, in den von keiner Stelle der Sonnenscheibe her Licht eindringen kann. Von dem aus daher kein Teil der Sonne zu sehen ist. Der Kernschatten ist vom Bereich des Halbschattens umgeben, von dem aus Teile der Sonnenscheibe sichtbar und Teile unsichtbar sind, die Sonne also partiell verfinstert ist. Die Sonne ist etwa 400mal größer und im Mittel rund 390mal weiter von der Erde entfernt als der Mond, daher erscheinen beide Himmelskörper von der Erde aus gesehen ungefähr gleich groß. Die Spitze des Kernschattenkegels reicht gerade etwa bis zur Erde. Das Gebiet auf der Erde, in dem die Sonne total verfinstert erscheint, die Totalitätszone, ist aus diesem Grund immer sehr klein, höchstens etwa 300 km breit. Wegen der Mondbewegung und der Erdrotation läuft der Kernschattenkegel mit einer Geschwindigkeit von im Mittel 35 km/min über die Erde, so daß die Totalität in der Mitte der Totalitätszone im günstigsten Fall 7,6 min dauert. An die Totalitätszone schließt sich beiderseits das mehrere 1000 km breite Gebiet an, das vom Halbschatten getroffen wird. In ihm sieht man um so weniger von der Sonnenscheibe durch den Mond verdeckt, je weiter man von der Totalitätszone entfernt ist. Reicht der Kegel gerade bis zur Erde, so ist die Totalitätszone auf eine Linie und die Totalitätsdauer auf einen Moment reduziert. Mond- und Sonnenscheibe haben in diesem Fall genau den gleichen scheinbaren Durchmesser. Die Mondscheibe ist nicht ideal rund, so daß wegen der Unebenheiten des Mondrandes an einigen Stellen noch kleine Bereiche der Sonnenscheibe zu sehen sind, die die dunkle Mondscheibe wie hell glänzende Perlen zu umgeben scheinen; dieses Lichterspiel wird als Perlschnurphänomen bezeichnet. Geht der Kernschattenkegel nicht zu weit an der Erde seitlich vorbei, können Teile von ihr noch im Halbschatten liegen; die Finsternis ist dann nirgendwo auf der Erde total, sondern nur partiell sichtbar. Ist die Mondentfernung sehr groß, reicht der Kernschattenkegel nicht bis zur Erde und die Mondscheibe erscheint kleiner als die Sonnenscheibe; es ergibt sich eine ringförmige Finsternis. Die Verhältnisse unterscheiden sich von Finsternis zu Finsternis, da die Entfernung und die Stellung des Mondes zur Erde jeweils unterschiedlich sind.
Eine Sonnenfinsternis kann anfangs ringförmig, später total (bzw. umgekehrt) sein; man nennt sie dann ringförmig-total. Ein auf einem Berg stehender oder in einem Flugzeug befindlicher Beobachter kann bei einer Sonnenfinsternis den Mondschatten mit großer Geschwindigkeit über die Erdoberfläche streichen sehen. In der Totalitätszone tritt während einer Sonnenfinsternis ein merklicher Temperaturabfall ein. Kurz vor der Totalität machen sich die sog. fliegenden Schatten bemerkbar, rasch dahinhuschende Licht- und Schatteneffekte. Sie werden durch Turbulenzelemente in der Erdatmosphäre verursacht, in denen der Brechungsindex vom Mittel abweicht. Unterschiedliche Teile des nur noch sehr schmalen Strahlenbündels der Sonnenstrahlung werden durch sie in unregelmäßiger Weise abgelenkt, was zu einem schnell veränderlichen Helligkeitsmuster führt.
Eine totale Sonnenfinsternis bietet außerordentliche Beobachtungsmöglichkeiten für die Astronomie, weil nur dann z.B. die schwächeren Lichterscheinungen der Sonnenchronosphäre und der Korona beobachtet werden können, die normalerweise durch das intensive Streulicht der nicht abgedeckten Sonnenphotosphäre überstrahlt werden. Bei totalen Sonnenfinsternissen ergibt sich auch die Möglichkeit, die von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorausgesagte Lichtablenkung im Schwerefeld der Sonne zu überprüfen. Es werden daher immer wieder Sonnenfinsternisexpeditionen ausgerüstet und in die Totalitätszone gesandt, wobei die Beobachtungsstandorte sehr sorgfältig nach klimatischen Gesichtspunkten (z.B. große Wahrscheinlichkeit für wolkenlosen Himmel) ausgesucht werden.

 

siehe auch:
  Mondfinsternis


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