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| » Die längsten totalen Sonnenfinsternisse | ||
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Die Bahn des Mondes um die Erde ist gegen die Ebene, in der die Erde um die Sonne kreist, um 5 Grad geneigt. Die Astronomen nennen diese Ebene auch Ekliptik-Ebene. Die Bahnneigung des Mondes bedeutet, daß er sich bis knapp 40'000 km über oder unter der Ekliptik aufhalten kann. Die Erde hat aber einen Radius von nur 6370 km. Der Schatten des Mondes läuft so gut wie parallel zur Ekliptik, deshalb darf der Mond bei Neumond nicht wesentlich mehr als etwa der Radius der Erde über oder unter der Ekliptik stehen, damit es wenigstens irgendwo auf der Erde zu einer partiellen Sonnenfinsternis kommt. Anders ausgedrückt, er muß sich nahe den Schnittpunkten seiner Bahn mit der Ekliptik (den sogenannten Knoten) befinden, damit der Mondschatten die Erde nicht verfehlt und eine Sonnenfinsternis eintreten kann. Es gib 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. Die beiden Punkte werden durch die sogenannte Knotenlinie verbunden, die auch die Erde durchstößt.
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Lage der Mondbahn 1999: Die Graphik zeigt schematisch die Lage der Mondbahn 1999. Hier gibt es ein grössere Graphik. Graphik © Thomas Bär, AGZU |
In oben stehender Graphik, die die Lage der Mondbahn im Jahre 1999 darstellt, sieht man, dass im Februar und August die Verbindungslinie der Mondknoten gegen die Sonne zeigt. Deshalb sind dann und nur dann Sonnen- und Mondfinsternisse möglich:
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Der Mond zieht seine Bahn in einer Ebene. Der Horizont dieser Ebene ist die orange Linie. Der Horizont der Ebene in der sich die Erde, genauer der gemeinsame Schwerpunkt von Erde und Mond, um die Sonne bewegt, ist in Bild 3 durch die gelbe Linie markiert. Zürich liegt stets ein paar tausend Kilometer über der Ebene der Mondbahn, so daß, wie die Landschaft vom Aussichtsturm aus gesehen, der Mond vor dem Horizont seiner Bahnebene liegt. Die Schwankungen kommen daher, daß im Laufe des Tages wegen der Neigung der Erdachse gegenüber der Mondbahn unsere Höhe über der Mondbahnebene schwankt. Auch die Sonne scheint eine solche Schlangenlinie zu ziehen, doch die im Vergleich zum Mond 400x größere Distanz der Sonne läßt ihre "Schlangenlinie" viel unscheinbarer werden.
Die Knotenpunkte der Mondbahn stehen im Raum relativ zu den Fixsternen nicht ganz still. Die Mondbahn wird neben der Schwerkraft der Erde auch in großem Masse von der Sonne beeinflußt. Deshalb ist die Dynamik der Mondbewegung komplizierter, als wenn er nur von einem Körper angezogen würde. Würde die Knotenlinie im Raum still stehen, so könnten die Finsternisse nur während zweier bestimmter Monate auftreten, beispielsweise November und Mai. Das ist offensichtlich nicht der Fall. Betrachten wir Sonnenfinsternisse um die Jahrtausendwende, die im aufsteigenden Knoten stattfanden oder noch stattfinden werden:
26. Januar 1990 ringförmig in der Antarktis 15. Januar 1991 ringförmig in Australien und Neuseeland 04. Januar 1992 ringförmig im Pazifik nördlich des Äquators 24. Dezember 1992 partiell in Arktisnähe 13. November 1993 partiell in Antarktisnähe 3. November 1994 total in Südamerika 24. Oktober 1995 total in Indien und Südostasien 12. Oktober 1996 partiell in Arktisnähe 02. September 1997 partiell in Antarktisnähe 22. August 1998 ringförmig in Australien 11. August 1999 total von Europa bis Indien 1. Juli 2000 partiell in Antarktisnähe 31. Juli 2000 partiell in Arktisnähe 21. Juni 2001 total im Süden Afrikas 10. Juni 2002 ringförmig im Nordpazifik 31. Mai 2003 partiell in Arktisnähe 19. April 2004 partiell in Antarktisnähe 8. April 2005 ringförmig - total im Südpazifik 29. März 2006 total Afrika - Asien 19. März 2007 partiell in Ostasien 7. Februar 2008 ringförmig in der Antarktis 26. Januar 2009 ringförmig im indischen Ozean 15. Januar 2010 ringförmig Afrika - Indien - China
Es fällt auf, daß die Finsternis des aufsteigenden Bahnknoten der Mondbahn offenbar jedes Jahr knapp zwei Wochen früher eintritt, wobei jedoch bei partiellen Finsternissen von dieser Regel abgewichen wird. Wichtig ist, daß in 18 Jahren die Finsternis durch das ganze Jahr gewandert ist. Der Mondknoten dreht sich also im dem Erdumlauf um die Sonne entgegengesetzten Sinn einmal alle 18 Jahre um die Erde. Deshalb vergeht weniger als ein Jahr, bis der absteigende Knoten der Mondbahn wieder zwischen uns und der Sonne liegt. Dasselbe gilt auch für den aufsteigenden Knoten der Mondbahn, denn wie zu erwarten, führt eine analoge Analyse der um ein halbes Jahr versetzt stattfindenden Finsternisse des absteigenden Bahnknoten, zu denen beispielsweise die Karibik-Finsternis von 1998 zählt, zum selben Ergebnis.
Schon die Babylonier wußten, daß sich Sonnen- und Mondfinsternisse alle 18 Jahre und 10 oder 11 Tage wiederholen. Dieser Zyklus wird Saros genannt. Er ergibt sich aus einer zufälligen Beziehung zwischen der mittleren Zeit zwischen einem Neumond und dem nächsten (29.53 Tage = 1 synodischer Monat) und der aus obiger Betrachtung hervorgehenden Bewegung der Mondbahn. Ein bestimmter Bahnknoten liegt alle 346.62 Tage genau zwischen Erde und Sonne. Dieser Zeitraum heißt Finsternisjahr. Zufällig sind 19 Finsternisjahre (= 6585.78 Tage) fast gleich 223 synodische Monate (= 6585.32 Tage). Deshalb wiederholen sich fast identische Finsternisbedingungen alle 18 Jahre (= 6574.5 Tage) und 11 Tage. Ein weiterer Zufall ist, daß das Intervall zwischen zwei Passagen des Mondes durch seinen erdnächsten Bahnpunkt von 27.55455 Tagen multipliziert mit 239 = 6585.54 ergibt. Damit ist die Distanz Erde - Mond, die darüber entscheidet, ob die Finsternis total oder ringförmig ausfällt, auch wieder fast dieselbe. Damit wiederholt sich eine bestimmte Sonnenfinsternis alle 6585.32 Tage. Die 0.32 Tage sind noch ein kleiner Schönheitsfehler. Dieser bewirkt, daß die Erde nach 18 Jahren 11 Tagen, wenn die Finsternis wiederkehrt, nicht dieselbe Seite der Sonne und dem Mond zuwendet. Die Finsternis findet deshalb jedesmal 120 Grad weiter westlich statt. Die sich nach 18 Jahren folgenden Finsternisse werden in Saroszyklen zusammen gefaßt. Ein eher historische Angelegenheit, da heute jeder selbst mit entsprechender Software Finsternisse berechnen kann, ohne davon zu wissen. Früher konnte man damit gut abschätzen, wann man eine Mond- oder Sonnenfinsternis zu erwarten hatte. Bleiben wir noch etwas bei der traditionellen Astronomie und ihren Saroszyklen.
Da die verschiedenen Perioden nicht exakt gleich sind, wiederholen sich die Finsternisse im Saroszyklus nicht unbegrenzt. Ein vollständiger Saros dauert in der Regel mehr als 1000 Jahre; er beginnt mit einer Reihe von partiellen Finsternissen in einem der Polgebiete, d.h. die Verbindungslinie Sonne - Mond verfehlt noch die Erde. Danach entwickelt sie sich in eine Folge von totalen oder ringförmigen Finsternissen, die sich nach und nach in Richtung zum anderen Pol verlagern, wo schließlich die letzten Finsternisse des Saroszyklus wieder als partielle auftreten. Zwischen aufeinanderfolgenden Finsternissen eines bestimmten Saros gibt es viele andere, die zu anderen Zyklen gehören. Zur Zeit gibt es 25 Zyklen, die zentrale d.h. ringförmige oder totale Finsternisse erzeugen. Daneben erzeugen 14 weiterer Zyklen nicht zentrale Finsternisse, die also nirgends auf der Erde als total oder ringförmig gesehen werden können.
Wie sieht es auf anderen Planeten aus und was sehen wir davon auf der Erde?
Beginnen wir mit Venus- und Merkurvorübergängen vor der Sonne. Das sind streng nach Definition ringförmige Sonnenfinsternisse. Wir halten uns während eines solchen Vorübergangs im Bereich des Schattens des Planeten auf, wo eine ringförmige Sonnenfinsternis gesehen werden kann. Da wir uns aber sehr weit von der Spitze des Kernschattenkegels entfernt aufhalten, ist der Planet noch als ein schwarzer Punkt vor der Sonne zu sehen. Die Beobachtung erfordert deshalb Teleskope. Merkurvorübergänge finden alle etwa 7 Jahre statt. Letztes Mal konnte am 7. Mai 2003 Merkur von Mitteleuropa aus vor der Sonnenscheibe gesehen werden. Venus zeigte sich am Morgen des 8. Juni 2004 für viele als unvergessliches Ereignis vor der Sonne.
Mars
Mars hat zwei kleine Monde, Phobos und Deimos, die auf Mars selbst nur ringförmige Sonnenfinsternisse zu erzeugen vermögen. Der dunkle Fleck ihres Schattens auf der Oberfläche des Mars kann von der Erde aus nicht gesehen werden. Hingegen kann das Eintauchen der beiden Monde in den Marsschatten, d.h. die Mondfinsternis vielleicht mit CCD und Abdecken des Mars nachgewiesen werden. Doch allein die Beobachtung von Phobos und Deimos ist selbst für den gut ausgerüsteten Amateurastronomen nicht einfach.
Jupiter
 | Bild 4: Jupiter und seine
Monde. Io und Ganymed werfen gerade ihre Schatten auf Jupiter. Io befindet sich vor Jupiter und ist deshalb nur schwer zu erkennen.
Die aus einzelnen, an einem 8" Teleskop gemachten CCD-Aufnahmen aufgebaute Animation ist analog zu der gerechneten Animation von
Erde und Mond ganz oben auf der Seite. Die Serie von CCD-Bilder wurde von 22.40 UT am 31.8.1998 bis 1.15 UT am 1.9.1998 aufgenommen.
Sie entsprechen gut dem Anblick durch ein Amateurteleskop. CCD-Bilder von R. Brodbeck, 1.9.1998. |
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Bild 5: Legende zur Animation der Jupitermonde.
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Auf Jupiter findet fast täglich eine Sonnen- oder Mondfinsternis
statt. Die grossen vier Monde werfen einen auch in kleineren Fernrohren
gut zu beobachtenden Schatten auf Jupiter (Bild 4 und 5). Ihr Auftauchen und Verschwinden
im Jupiterschatten (=Mondfinsternis) gehört zu den ersten großen
Himmelsereignissen, die ein frisch gebackener Amateur durch sein neues
Fernrohr sieht. Viel seltener sind Verfinsterungen von Mond zu Mond. Da
die Jupitermonde durch Amateurteleskope nicht oder nur knapp als Scheibchen
und nicht nur als punktförmigen Stern gesehen werden können, beschränkt sich die Beobachtung
solcher Phänomene auf die Messung eines Lichtabfalls, wenn ein Mond oder ein Teil
davon im Schatten eines anderen für ein paar wenige Minuten verschwindet.
Lesen Sie hier mehr darüber. |
Saturn
Auch Saturn besitzt zahlreiche Monde, die ihn fast alle auf der Höhe seines Äquators umkreisen. Die Neigung seiner Achse beschränkt aber das Auftreten von Finsternissen auf die Zeit des Frühlings- und Herbstanfangs auf Saturn. Das bedeutet, daß bei einer Umlaufzeit um die Sonne von 29.5 Jahren, Finsternisse nur alle 15 Jahre vorkommen, zum letzten Mal 1995/96. Mit mittleren Amateurteleskopen kann dabei der Schatten von Titan auf Saturn gesehen werden.
Genau wie bei Saturn finden die Sonnen- und Mondfinsternisse zu Frühlings- und Herbstanfang auf dem betreffenden Planeten statt. Wegen den sehr langen Umlaufzeiten können zwischen den Zeiten, wo Finsternisse möglich sind, auch sehr lange Perioden (Jahrzehnte) ohne Finsternisse liegen. 1988 waren Sonnen- und Mondfinsternisse auf Pluto möglich. Ihre Beobachtung, bzw. den damit verbundenen Helligkeitswechsel des Pluto-Charon-Systems, erlaubte es den professionellen Astronomen, die Durchmesser der Komponenten des Doppelplaneten besser zu bestimmen. Mit modernen CCD-Kameras wäre es heute dem besser ausgerüsteten Amateur möglich, diese Messungen ebenfalls durchzuführen. Doch bis es wieder zu Sonnen- und Mondfinsternissen auf Pluto kommen wird, werden noch über 100 Jahre vergehen.
Wären Erde und Mond ein engerer Doppelplanet wie das Pluto-Charon-System, so wäre die Erdrotation durch die Gezeitenkräfte so gebremst worden, daß sich der Mond im geostationären Orbit befinden würde. Damit wir nicht zu stark umdenken müssen, soll die Umlaufzeit und damit (ungefähr) auch die Taglänge 24 Stunden betragen. Die Erde würde dem Mond immer die gleiche Hemisphäre zuwenden. Dies hätte zur Folge, daß die andere Hemisphäre immer einen mondlosen Himmel hätte, während für die andere Hemisphäre der Mond nie unterginge. Nehmen wir an, die Gleichgewichtsposition hätte sich so eingestellt, daß der Mond gerade bei uns im Mittag stehen würde. Dann hätte der Mond für 50 Grad Nord eine Deklination von knapp -8 Grad. Damit für diesen Fall eine Sonnenfinsternis eintritt, muß die Deklination der Sonne ebenfalls -8 Grad betragen. Dies ist Anfang März und Mitte Oktober der Fall.
Versetzen wir uns einmal mit unserer Phantasie auf diese fiktive Erde und betrachten die Situation für Deutschland (50 Grad Nord) im Frühjahr etwas genauer. Etwa ab dem 24. Februar verursacht der auf die geostationäre Bahn versetzte Mond die ersten partiellen Sonnenfinsternisse, die aber nur wenige Minuten dauern. Zwei Tage später, am 26 Februar, streift der Kernschatten, der jeden Tag etwas südlichere Breiten erreicht, den 50. Breitengrad. Die zentrale Finsternis wird am 1. März erreicht. Doch das, was die Bewohner eines solchen Planeten mit diesem nahen, großen Mond erleben, unterscheidet sich doch ziemlich von dem, was wir bei einer totalen Sonnenfinsternis erleben. Ein paar Minuten bevor die Totalität eintritt, tut sich noch überhaupt nichts. Plötzlich beginnt die Sonne hinter dem riesigen Mond zu verschwinden, während aus Westen rasch eine riesige schwarze Wand über den ganzen Horizont von Süden über Westen nach Norden heran rollt. Zwei Minuten später ist bereits die ganze Sonne hinter dem Mond verschwunden. Die Korona, besser gesagt die östliche Hälfte davon, wird sichtbar. Der Mondrand verschluckt aber rasch mehr und mehr von der Korona. Nach fünf Minuten sind auch die letzten blaß weißlich leuchtenden Zungen hinter dem nun fahl grau-grün leuchtenden Mond verschwunden. Während die Dunkelheit mehr und mehr vom Osthorizont auffrißt, werden immer mehr Sterne sichtbar, nicht nur die paar hellsten, wie bei einer uns bekannten totalen Sonnenfinsternis. Nach neun Minuten entspricht die Beleuchtung etwa der weit fortgeschrittenen Dämmerung bei einem Sonnenstand von 14 Grad unter dem Horizont, nur mit dem Unterschied, daß uns der Silberstreifen am Horizont ringförmig umgibt. Während der östliche Silberstreifen verblaßt, beginnt sich das Licht von Westen her zu verstärken. Nach 19 Minuten kommt die Sonne auf der Westseite des Mondes wieder hervor. Das geht aber so rasch, daß Chomosphäre und Protuberanzen nur so kurz sichtbar werden, daß sie unauffällig bleiben.
Wenn Sie jetzt glauben, daß die große Distanz des Mondes
unsere Welt so uninteressant gegenüber anderen Welten mache, dann
hat, abgesehen von der Seltenheit totaler Sonnenfinsternisse, der Ist-Zustand auch Vorteile, denn wäre der Mond so
nahe wie die geostationären Satelliten, dann wäre zu Sonnenuntergang der riesige Mond schon halb voll.
Um Mitternacht wäre gar Vollmond, was in Anbetracht seiner Größe jegliche Deep-Sky-Beobachtungen
undenkbar machen würde.
Nur um Frühjahrs- und Herbstanfang gäbe es jeweils um Mitternacht
bis 45 Minuten lange totale Mondfinsternisse, eine in jener Welt seltene
Gelegenheit, einmal die Andromedagalaxie zu sehen.
Die knappe Geometrie
unserer totalen Sonnenfinsternisse ist viel besser geeignet, um Phänomene der Sonnenatmosphäre, wie
Protuberanzen und Chromosphäre zu sehen. Nur eine geringere Neigung der Mondbahn gegen die Ekliptik, um
die totale Sonnenfinsternis häufiger werden zu lassen, bleibt als Wunsch offen.
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