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Sonnenfinsternis

[605] Sonnenfinsternis, Himmelserscheinung, bei der die Sonne für einen Teil der Erdoberfläche ganz oder teilweise durch den Mond verdeckt wird. Bei der S. wird die Sonne nicht verfinstert, wie der Mond bei einer Mondfinsternis, sondern lediglich durch den Mond für das Auge des Beobachters verdeckt. Während daher eine Mondfinsternis überall, wo der Mond über dem Horizont steht, in demselben Augenblick und in gleicher Größe gesehen wird, wird eine S. an verschiedenen Orten zu verschiedenen Zeiten und in verschiedener Form beobachtet. Eine S. kann nur zur Zeit des Neumondes, wo der Mond zwischen Erde und Sonne steht, eintreten, und es würde bei jedem Neumond eine solche stattfinden, wenn die Bahn des Mondes mit der Erdbahn in einer Ebene läge. Da aber beide Ebenen einen Winkel von 5°9' einschließen, so kann eine S. nur eintreten, wenn sich der Mond als Neumond in der Nähe eines Knotens, höchstens 19° von demselben entfernt, befindet. Die verschiedene Größe der Finsternis hängt davon ab, in welchem Teile des Mondschattens sich der Beobachter befindet. Ist S (Fig. 1) der Mittelpunkt der Sonne, M derjenige des Mondes, so ist der kegelförmige Raum A B C der Kernschatten des Mondes; innerhalb desselben ist die Sonne vollständig durch den Mond verdeckt, die S. ist für einen Beobachter in diesem Raume total.

Fig. 1.

Damit eine solche S. eintrete, darf der Mond nicht über 13° vom Knoten entfernt sein; auch muß der Mond sich nahezu in seiner Erdnähe befinden, denn sonst erreicht die Spitze des Kernschattens die Erde gar nicht. Der Kernschatten ist rings umgeben von dem Halbschatten, dessen kegelförmige Grenze durch die Linien AD und BE angedeutet wird. Ein Beobachter innerhalb dieses Raumes sieht nur einen Teil der Sonne und zwar einen um so größern, je näher dem Rand er steht. Ein Beobachter in O (Fig. 2) sieht die Sonne, wie es bei P angegeben ist; die Finsternis ist für ihn (in diesem Augenblick) partiell. Befindet sich ferner der Beobachter auf der Verlängerung der Linie SM, so ist für ihn die Finsternis zentral, der Mondmittelpunkt geht über den Sonnenmittelpunkt weg; vgl. Fig. 3 u. 4, wo O den Beobachtungspunkt, T und R die S. darstellt. In Fig. 3 liegt O im Kernschatten, der Mond erscheint größer als die Sonne: die S. ist total (T). In Fig. 4 aber liegt O jenseit der Spitze des Kernschattens, der Mond erscheint kleiner als die Sonne, und ein leuchtender Ring der letztern umgibt ihn: die S. ist ringförmig (R). Jede totale S. beginnt und endigt mit einer partiellen. Wenn man eine Finsternis für einen bestimmten Ort schlechthin als partiell bezeichnet, so bedeutet dies, daß auch zur Zeit der stärksten Verdeckung noch ein Teil der Sonne sichtbar ist. Man gibt die Größe einer S. in der Weise an, daß man den scheinbaren Sonnendurchmesser in zwölf gleiche Teile, Zolle genannt, teilt und angibt, wieviel solcher Teile bei der stärksten Verfinsterung bedeckt werden; die S. P in Fig. 2 ist also neunzöllig. Eine totale Finsternis ist nur von kurzer Dauer, denn durch die vereinigte Wirkung der Erdrotation und der Bewegung des Mondes werden schnell andre als die anfänglich getroffenen Punkte der Erde in den Kernschatten des Mondes geführt. Für einen einzelnen Ort und zwar am Äquator kann sie höchstens 8 Minuten währen, und für die ganze Erde ist ihre größte mögliche Dauer 4 Stunden 38 Minuten.

Fig. 2.

Fig. 3.

Fig. 4.

Die Zone, innerhalb deren eine S. total ist, kann am Äquator nur eine Breite von etwa 200 km haben (gleich dem Durchmesser des Kernschattens an dieser Stelle); in polaren Gegenden der Erde dagegen kann diese Breite jedoch erheblich größer werden. Die Längenausdehnung der Zone der Totalität beträgt nicht selten Tausende von Meilen. Östlich und westlich sowie nördlich und südlich von der schmalen Zone der Totalität liegen diejenigen Gegenden, die von dem Halbschatten des Mondes getroffen werden, in denen also die Finsternis nur partiell und zwar um so unbedeutender ist, je mehr ihr Abstand von jener Zone beträgt. Mit Einschluß der partiellen Finsternis östlich und westlich von der Totalitätszone kann eine S. im äußersten Fall eine Gesamtdauer von etwa 7 Stunden haben. Unmittelbar vor und nach der totalen Finsternis erscheint die Sonne als schmale Sichel, die aber weniger als den Halbkreis umfaßt, weil der Mond größer erscheint als die Sonne. Die Berge und Täler am Rande des Mondes sind dann selbst bei mäßiger Vergrößerung mit einer sonst nie zu erreichenden Schärfe sichtbar. Während der totalen Finsternis selbst entsteht eine eigentümliche Dunkelheit, der Himmel erscheint grünlichgrau, die hellern Sterne werden sichtbar; die tiefschwarze Mondscheibe aber ist mit einem hellen, silberweißen, breiten Lichtkranz, der Korona, umgeben, von dem aus weiße Strahlen ausgehen. Auch gewahrt man am Rande des Mondes die Protuberanzen (vgl. Sonne, S. 602, und Tafel »Sonne III«). Partielle Sonnenfinsternisse sind nicht von besondern Erscheinungen begleitet; nur wenn mehr als drei Viertel der Sonnenscheibe verfinstert werden, bemerkt man eine Abnahme der Tageshelle. Sonnenfinsternisse sind im allgemeinen häufiger als Mondfinsternisse. Innerhalb 18 Jahren (der von den Chaldäern mit dem Namen Saros belegten Periode von 18 Jahren 11[605] Tagen. – 223 synodischen oder 242 Drachenmonaten) ereignen sich nur etwa 29 Mondfinsternisse, dagegen 41 Sonnenfinsternisse, für einen bestimmten Ort aber nur 9, und unter diesen ist alle 200 Jahre ungefähr eine totale oder ringförmige.

Fig. 5. Verlauf der Sichtbarkeitszonen der in den Jahren 1900–18 eintretenden totalen und ringförmigen Sonnenfinsternisse.

Die letztern sind ungefähr gleich selten. Im allgemeinen findet, wenn eine S. eintritt, nach dieser Periode von 18 Jahren 11 Tagen eine gleiche unter ähnlichen Umständen wieder statt. Die nächsten totalen Sonnenfinsternisse werden stattfinden:

14. Jan. 1907 (Zentralasien),

3. Jan. 1908 (Südsee),

28. April 1911 (Stiller Ozean),

17. April 1912 (Europa),

10. Okt. 1912 (Südamerika),

21. Juli 1914 (Rußland),

3. Febr. 1916 (Karaibisches Meer).

Fig. 5 gibt eine Übersicht der totalen und ringförmigen Sonnenfinsternisse in der Zeit von 1898 bis 1918, zugleich mit dem Verlauf ihrer Sichtbarkeitszone nach Oppolzers Kanon der Finsternisse. Vgl. Drechsler, Die Sonnen- und Mondfinsternisse (Dresd. 1858); Oppolzer, Kanon der Finsternisse (Wien 1887); Schram, Tafeln zur Berechnung der nähern Umstände der Sonnenfinsternisse (das. 1887); Tacchini, Eclissi totali di Sole del 1870, 1882, 1883, 1886 e 1887 (Rom 1888).