Quelltext der Seite Sonnenfinsternis – chemie-schule.de

{{Dieser Artikel|beschäftigt sich mit dem astronomischen Ereignis; zu Informationen zu dem Roman von Arthur Koestler siehe [[Sonnenfinsternis (Roman)]].}}

Eine irdische '''Sonnenfinsternis''' oder '''Eklipse''' ([[Griechische Sprache|griechisch]]: {{Polytonisch|ἔκλειψις}} ''{{lang|grc-Latn|ékleipsis}}'' „Überlagerung, Verdeckung, Auslöschung“) ist ein [[astronomisches Ereignis]], bei dem die [[Sonne]] von der [[Erde]] aus gesehen durch den [[Mond]] ganz oder teilweise verdeckt wird, der somit zu [[Neumond]] einigen Erdbewohnern „in der Sonne steht“.

Sonne und Mond erscheinen einem Beobachter auf der Erde mit annähernd dem gleichen [[Scheinbare Größe|scheinbaren Durchmesser]] und so kann die Mondscheibe die Sonnenscheibe gerade vollständig bedecken. Die bei einer totalen Sonnenfinsternis auf die Erde fallende [[Schatten#Kernschatten|Kernschatten-Spur]] des Mondes ist allerdings maximal einige hundert Kilometer breit. Mehrere tausend Kilometer misst hingegen der [[Schatten#Halbschatten|Halbschatten]] des Mondes, so dass von mehr als einem Viertel der Erdoberfläche aus dann eine partielle Verfinsterung der Sonne zu beobachten ist.

[[Datei:Geometry of a Total Solar Eclipse de.svg|miniatur|hochkant=1.15|Totale Sonnenfinsternis <br /><small>(Abstands- und Größenverhältnisse nicht maßstabstreu)</small>]]
[[Datei:Solar eclipse animate (2006-Mar-29).gif|miniatur|hochkant=1.5|Animation der totalen [[Sonnenfinsternis vom 29. März 2006|Sonnenfinsternis von 2006]]; der kleine, dunkle Punkt ist der Kernschatten, der Halbschatten ist heller.]]

== Geschichte ==

{{Lückenhaft|Einige historische Ereignisse sind noch nicht mit Quellenangaben versehen.|'''Geschichte'''}}

Bis in die Neuzeit galten Sonnenfinsternisse als Unheil bringende Zeichen göttlicher Mächte. Bekannt ist etwa die von [[Herodot]] überlieferte [[Anekdote]], wonach [[Thales|Thales von Milet]] für die Zeit eines Krieges zwischen den [[Medien (Land)|Medern]] und den [[Lyder]]n eine Sonnenfinsternis vorausgesagt habe. Als diese tatsächlich eintrat, hätten die Gegner den Kampf erschreckt beendet und Frieden geschlossen. Dabei könnte es sich um die [[Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr.]] handeln, einige Argumente sprechen jedoch eher für die [[Sonnenfinsternis vom 16. März 581 v. Chr.]]<ref>Panchenko, D.: ''Thales's Prediction of a Solar Eclipse'', Journal for the History of Astronomy XXV (1994)</ref>
 
Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für eine Sonnenfinsternis im August 310&nbsp;v.&nbsp;Chr., die von der Flotte des [[Agathokles von Syrakus|Agathokles]] auf ihrem Feldzug gegen [[Karthago]] beobachtet wurde, sowie für eine Finsternis im April 136&nbsp;v.&nbsp;Chr., die in [[Mesopotamien]] beobachtet wurde. Auch aus [[China]] sind entsprechende Finsternisbeobachtungen überliefert. Inwieweit antike Astronomen Sonnenfinsternisse tatsächlich vorhersagen konnten, ist in der Forschung umstritten; sicher ist aber, dass bereits den [[babylon]]ischen Astronomen die [[Sarosperiode|Saros-Periode]] bekannt war. Der antike [[Mechanismus von Antikythera]], ein Gebilde von Zahnrädern wahrscheinlich aus dem 2. oder 1. Jhd. v. Chr., kann als [[Kalendarium]] angesehen werden, das [[Analogrechner|analogrechnend]] unter anderem auch die Vorhersage von Sonnen- und [[Mondfinsternis]]sen erlaubte.

Die rund dreistündige [[Finsternis bei der Kreuzigung Jesu]] [[Jesus von Nazareth|Christi]], wie sie im [[Neues Testament|Neuen Testament]] berichtet wird,<ref>Lukas 23,44-45, Matthäus 27,45 und Markus 15,33. Das Johannesevangelium erwähnt ein solches Ereignis nicht.</ref> kann nicht einer Sonnenfinsternis gleichgesetzt werden. Denn alle vier [[Evangelium (Buch)|Evangelien]] stimmen darin überein, dass Jesus am 14. oder 15. des jüdischen Monats [[Nisan (Monat)|Nisan]] gekreuzigt wurde; zu diesem Termin aber ist eine Sonnenfinsternis unmöglich, da im [[Jüdischer Kalender|jüdischen Kalender]] um die Monatsmitte Vollmond ist, nicht der für eine Sonnenfinsternis erforderliche Neumond.

Die in der Antike begonnene wissenschaftliche Behandlung von Sonnenfinsternissen rückte erst mit der Etablierung des [[Heliozentrisches Weltbild|heliozentrischen Weltbildes]] durch [[Nikolaus Kopernikus|Kopernikus]] und [[Johannes Kepler|Kepler]] wieder in das Blickfeld der Forscher. Es war [[Edmond Halley]], dem es gelang, die totale Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715 vorherzusagen und auch den Verlauf der Totalitätszone in [[Vereinigtes Königreich|Großbritannien]] anzugeben. Halley versuchte sich andererseits darin, seine Kenntnisse der Bahnbewegung von Sonne und Mond dazu zu nutzen, Finsternisse in der Vergangenheit zu erforschen. Dabei stieß er auf unerwartete Widersprüche; totale Sonnenfinsternisse, die tatsächlich im östlichen [[Mittelmeer]] beobachtet worden waren, hätten Halleys Berechnungen zufolge in Spanien stattfinden müssen. Es stellte sich heraus, dass dieser Widerspruch dadurch zu erklären war, dass die [[Erdrotation|Rotationszeit der Erde]] nicht konstant ist, sondern sich die Erdumdrehungen zunehmend verlangsamen. Damit nimmt die Tageslänge pro Jahr durchschnittlich um rund 17&nbsp;Mikrosekunden zu. Über die Jahrhunderte summiert sich dieser Effekt, sodass er für die Berechnung historischer Finsternisse berücksichtigt werden muss.

[[Datei:Trouvelot - Total eclipse of the sun - 1878.jpg|miniatur|Totale Sonnenfinsternis vom 29. Juli 1878 (Zeichnung von [[Étienne Léopold Trouvelot|Trouvelot]], 1881)]]
Seit Mitte des 19.&nbsp;Jahrhunderts begannen die Astronomischen Gesellschaften einiger  industrialisierter Nationen, Expeditionen in entferntere Erdteile zur Beobachtung von Sonnenfinsternissen zu organisieren. Dabei stand vor allem die Beobachtung der Korona im Zentrum des Interesses. Die totale [[Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919]], wie sie auf der afrikanischen Insel [[Príncipe]] von einer Expedition unter Leitung von [[Arthur Stanley Eddington]] beobachtet werden konnte, gewann besondere Aufmerksamkeit im Zusammenhang mit der wenige Jahre zuvor von [[Albert Einstein]] entwickelten [[Relativitätstheorie]], die unter anderem die Ablenkung des Lichts ferner Sterne durch das Gravitationsfeld der Sonne vorhersagte, – was durch die Beobachtungen bestätigt wurde.

Die Erwähnung einer Sonnenfinsternis in antiken Texten kann wichtige chronologische Fixpunkte liefern. So ist die [[Sonnenfinsternis vom 15. Juni 763 v. Chr.]] in der [[Assyrer|assyrischen]] [[Eponymenliste]] des Bur-Saggile (Statthalter von [[Tell Halaf|Guzana]]) verzeichnet, was ermöglicht, diese Liste in unserem Kalender zu verankern.

[[Datei:FiSch.svg|miniatur|hochkant=1.25|Sonnenfinsternis bei Neumond in den Positionen 0., 6., ...]]

== Grundlagen einer Sonnenfinsternis ==

Damit es zu einer Sonnenfinsternis kommt, müssen Sonne, Mond und Erde auf einer Linie stehen. Da die Mondbahn gegen die Ekliptikebene geneigt ist, tritt dies nicht jedes Mal zu [[Neumond]] ein, sondern nur, wenn der Mond sich dann auch nahe einem der zwei Schnittpunkte von Mondbahn und Ekliptikebene befindet. Bis wieder einer dieser beiden [[Mondknoten]] die Sonne [[Durchgang|passiert]], braucht es ein halbes [[Finsternisjahr]] (173,31 Tage). 

Der [[Scheinbare Größe|scheinbare Durchmesser]] des Mondes kann bei vielen zentralen Finsternissen – wenn also die Mitte der Mondscheibe über den Sonnenmittelpunkt zieht – hinreichen, die Sonne vollständig zu bedecken, so dass eine ''totale Sonnenfinsternis'' zu beobachten ist. Doch manchmal ist dann die Mondscheibe relativ zur Sonnenscheibe zu klein, so dass die Sonne um den Mond herum sichtbar bleibt als ''ringförmige Sonnenfinsternis''. Denn die Entfernungen von Sonne und Mond zu Erde können verschiedene Verhältnisse bilden, da ja die [[Umlaufbahn]] der [[Erdbahn|Erde]] um die Sonne wie auch die des [[Mondbahn|Mondes]] um die Erde nicht kreisförmig ist, sondern [[Ellipse|elliptisch]].

Geht über einen Beobachter beziehungsweise einen Ort auf der Erde nicht der Kernschatten des Mondes hinweg, aber sein Halbschatten, so wird von einer ''partielle Sonnenfinsternis'' gesprochen. Diese ist regional bezogen häufiger zu beobachten als eine totale Sonnenfinsternis, weil die Spur des Kernschattens auf der Erdoberfläche nicht breit ist, äquatornah maximal weniger als 300&nbsp;km.

Da Sonne, Mond und Erde keine punktförmigen Gebilde sind, können Sonnenfinsternisse auch noch in einem gewissen Abstand zum Mondknoten stattfinden, dem sogenannten [[Finsternis-Limit]]; beidseits knapp 17° gemessen als ekliptikaler Winkel beträgt dieser Bereich für Finsternisse, die durch den auf die Erde – bezogen als ganze – geworfenen Halbschatten des Mondes entstehen können. So kann gelegentlich – im Wechsel einer Reihe des [[Finsterniszyklus#Semesterzyklus|Semesterzyklus]] von 8 bis 10 halben Jahren zur folgenden – nach einer partiellen Sonnenfinsternis schon etwa einen [[Synodischer Monat|Monat]] später die nächste Sonnenfinsternis eintreten. Der Finsternisbereich für totale Sonnenfinsternisse jedoch hat nur eine Knotendistanz von rund ± 10,6° beziehungsweise beträgt etwa 22 Tage; so kann denn einer totalen nicht schon eine [[Lunation]] (durchschnittlich 29,53 Tage) später wieder eine Finsternis der Sonne folgen, wohl aber nach etwa einer halben Lunation eine [[Mondfinsternis]].

== Arten von Sonnenfinsternissen ==
Bezogen auf die Erde als ganze und ihre Stellung im Raum werden Sonnenfinsternisse unterschieden nach Lage der Achse des Mondschattens in zentrale, bei denen diese durch die Erde geht, und in partielle, bei denen die Schattenachse an der Erde vorbeistreicht.

Eine Finsternis, bei der die Erde ausschließlich vom Halbschatten des Mondes erreicht wird, heißt in diesem Sinn eine '''partielle Sonnenfinsternis'''.<ref name="canon">H. Mucke, J. Meeus: ''Canon der Sonnenfinsternisse -2003 bis +2526'', [[Astronomisches Büro]], Wien, 2. Auflage, 1999 [http://members.ping.at/astbuero/apub.htm] oder ''Canon der Finsternisse'' von [[Theodor Oppolzer]],  1887</ref> Solche Finsternisse treten in Gebieten in Nähe der beiden Erdpole auf.

Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man als '''zentrale Finsternisse'''. Bei diesen werden ''totale'', ''ringförmige'' und ''hybride'' als drei Formen unterschieden danach, ob und wie der kegelförmige Kernschatten die Erdoberfläche erreicht.

=== Totale Sonnenfinsternis ===
[[Datei:Total Solar Eclipse from the Perspective of Space.png|miniatur|hochkant=1.0| Totale Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 beobachtet vom geostationären Satelliten MSG. Der Mondschatten liegt über der wolkenfreien Sahara.]]
Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist von besonderem Interesse, weil man auch die [[Korona (Sonne)|Sonnenkorona]] beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Für [[Sonnenphysik]]er besteht dabei Gelegenheit, die Sonnenkorona zu untersuchen.

Da der scheinbare Durchmesser des Mondes auch bei günstigster Konstellation den der Sonne nur unwesentlich übertrifft, ist die Totalitätszone relativ schmal. Im günstigsten Fall hat der Kernschatten einen Durchmesser von 273&nbsp;Kilometern.<ref name="KellerKompendium">Hans-Ulrich Keller: ''Kompendium der Astronomie''. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, Seite 103–109, siehe Literatur</ref> Die Dauer der Totalität an einem Ort wird außer von den Größenverhältnissen zwischen Sonne und Mond auch von der Bahngeschwindigkeit des Mondes und von der Geschwindigkeit der Erdrotation bestimmt. Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des [[Äquator]]s am längsten, da dort die Erdoberfläche am schnellsten dem forteilenden Mondschatten nachläuft und auch eine geringere Entfernung zum Mond hat, womit der Kernschatten tendenziell größer ist. 
Die längste totale Sonnenfinsternis zwischen 1.999&nbsp;v. Chr. und 3.000&nbsp;n.Chr. findet mit 7:29 Minuten am 16. Juli 2186 statt.<ref>[http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SEcatalog.html Aus ''Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000'']</ref>  

[[Datei:Partielle Sonnenfinsternis Montage.jpg|miniatur|Partielle Sonnenfinsternis nach Sonnenaufgang am [[Sonnenfinsternis vom 4. Januar 2011|4. Januar 2011]], Fotomontage des Verlaufs zwischen Anfang etwa bei Sonnenaufgang und etwa der Finsternismitte]]

=== Ringförmige Sonnenfinsternis ===
Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne bei einer Finsternis sichtbar. Sie wird deshalb auch ''ringförmige'', ''annulare'' oder ''Feuerkranz-Sonnenfinsternis'' genannt. Der Kernschatten des Mondes erreicht dabei nicht die Erdoberfläche. Eine [[Korona (Sonne)|Sonnenkorona]] ist dann nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird.

Eine ringförmige Phase kann länger dauern als eine totale Phase. Dies liegt daran, dass die bei einer ringförmigen Finsternis kleinere Mondscheibe einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis sie an der Sonnenscheibe vorbei ist. Zudem ist die Bahngeschwindigkeit des Mondes wegen seines größeren Abstandes von der Erde kleiner. Theoretisch kann die ringförmige Phase gegenwärtig etwa 12,5&nbsp;Minuten erreichen.<ref>J. Meeus: ''Mathematical Astronomy Morsels IV''. Willmann-Bell, Richmond 2007, ISBN 0-943396-87-5, Kap. 8</ref>

=== Hybride Sonnenfinsternis ===
Bei einer [[hybrid]]en Sonnenfinsternis – auch ringförmig-totale Finsternis genannt – ist der Kernschatten des Mondes nur am Anfang und zum Schluss (manchmal nur an einem von beiden) nicht bis zur Oberfläche der Erde hin reichend. In der Mitte seiner Bahn trifft er aber auf die  kugelförmige Erdoberfläche. Eine hybride Sonnenfinsternis beginnt und endet somit (meistens) als ringförmige Finsternis. Dazwischen ist sie total. Am Ort des Übergangs sind beide Phasen je für einen winzigen Augenblick beobachtbar. Die Totalität dauert überhaupt nur wenige Sekunden.

Diese Form der Sonnenfinsternis ist selten und macht in langjährigen Aufstellungen (''Canon'' oder ''Kanon'') nur ca. 1 % aller Fälle aus. Ein Beispiel ist die Finsternis vom [[Sonnenfinsternis vom 8. April 2005|8.&nbsp;April&nbsp;2005]]. Im Maximum war die Totalitätszone im östlichen [[Pazifischer Ozean|Pazifik]] vor [[Costa Rica]] und [[Panama]] nur 27&nbsp;Kilometer breit, die Totalitätsdauer betrug nur 42&nbsp;Sekunden. Die nächste derartige Finsternis findet erst 2013 statt.

=== Partielle Sonnenfinsternis ===
In einem astronomischen Kanon der Sonnenfinsternisse<ref name="canon"/> werden nur partielle Sonnenfinsternisse, die in den polaren Gebieten der Erde auftreten, als solche bezeichnet.

Die meisten Beobachter einer zentralen Finsternis befinden sich seitlich außerhalb des zentralen Streifens. Die wesentlich breiteren Seitenstreifen liegen nur im Halbschatten des Mondes und Beobachter sehen dort nur eine partiell verfinsterte Sonne. Auch die Beobachter einer totalen Sonnenfinsternis im zentralen Streifen erleben vor und nach der Totalität während längerer Zeit nur den Halbschatten. 
Begrifflich muss also die auf die Erde bezogene partielle Finsternis abgesetzt werden von einer nach Ort und Zeit auf bestimmte Regionen bezogenen Beobachtung einer partiell verfinsterten Sonne.

Der durch eine partielle Verfinsterung der Sonne verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad deutlich wahrnehmbar.

== Kennwerte einer Sonnenfinsternis ==
[[Datei:SoFiKontakte.svg|miniatur|hochkant=2|vier „Kontakte“ bei einer zentralen Finsternis; Maximum zwischen 2. und 3. Kontakt]]
Die quantitative Kennzeichnung ist vor allem bei ''zentralen'' Finsternissen sehr ausgeprägt. Man verwendet zu diesem Zweck mehrere verschiedene Kenngrößen.

=== Kontakte ===
Neben dem Moment des ''Maximums'' hat jede Sonnenfinsternis an jedem Beobachtungsort vier weitere charakteristische Momente, die ''vier Kontakte''.
# Der Neumond berührt die Sonne scheinbar beim ''1. Kontakt''. Danach beginnt die partielle Phase.
# Beim ''2. Kontakt'' beginnt die totale oder die ringförmige Phase,
# die ''beim 3. Kontakt'' beendet ist und wieder zur partiellen Phase wechselt.
# Beim ''4. Kontakt'' berühren sich Neumond und Sonne wieder nur von außen, danach ist die Finsternis beendet.
[[Datei:Eclipse Magnitude 2.png|miniatur|[[Größe einer Sonnenfinsternis|Größe]] einer partiellen Sonnenfinsternis]]
In einschlägigen Tabellenwerken wird die Zeit jedes Kontaktes angegeben. Oft ist die Richtung der relativen Bewegung zwischen Mond und Sonne, zum Beispiel bezüglich des [[Horizont]]es, vermerkt. Für den Moment des Maximums wird noch der [[Höhenwinkel]] der Sonne angegeben.

=== Bedeckungsgrad und Größe ===
→ ''Hauptartikel: [[Größe einer Sonnenfinsternis]]''

Sowohl für die partiellen als auch für die verschiedenen totalen Phasen lässt sich das Ausmaß der Verfinsterung durch den ''Bedeckungsgrad'' oder durch die ''Größe'' beschreiben. Das gilt auch bei „rein“ ''partiellen'' Finsternissen.
* Der Bedeckungsgrad ist das Verhältnis zwischen der vom Mond bedeckten und der gesamten ''Fläche'' der ''Sonnen''scheibe, die Angabe erfolgt in Prozent. Bei einer totalen Finsternis erreicht der Bedeckungsgrad überall innerhalb der Totalitätszone das Maximum von 100 %, bei einer ringförmigen bleibt der Wert kleiner als 100%.
* Die Größe (auch ''Magnitude'') ist nach der üblichen Definition bei einer partiellen Finsternis der Anteil des vom Mond bedeckten Sonnen''durchmessers'' (Wert kleiner als 1). Bei einer totalen oder einer ringförmigen Finsternis ist die ''Größe'' das Verhältnis zwischen Mond- und Sonnen''durchmesser''. Der Wert ist etwas größer als 1 (total) beziehungsweise knapp kleiner als 1 (ringförmig). Eine alternative, im Hauptartikel ''Größe einer Sonnenfinsternis'' genannte Definition ist einheitlich, das heißt bei allen Arten von Finsternissen anwendbar.

Während des Verlaufs einer Finsternis nehmen Bedeckungsgrad und Größe langsam zu, erreichen Maximalwerte und nehmen wieder ab. In einschlägigen Tabellenwerken werden außer den generellen Maximalwerten auch die an einem Beobachtungsort maximal erreichbaren Werte angegeben.

[[Datei:SolarEclipseGamma.png|miniatur|[[Gamma-Wert einer Sonnenfinsternis|Gamma-Wert]] einer zentralen totalen Sonnenfinsternis]]
=== Gamma-Wert ===
→ ''Hauptartikel: [[Gamma-Wert einer Sonnenfinsternis]]''

Der ''Gamma-Wert'' (Formelzeichen: [[Gamma|γ]]) stellt bei einer Sonnenfinsternis den geringsten Abstand der Schattenachse des Mondes vom [[Erdmittelpunkt]] in Einheiten des [[Erdradius|Äquatorradius]] dar. Damit wird annähernd angegeben, in welchen [[Geographische Breite|Breiten]] der Erde die Finsternis stattfindet.

Der Wert ist positiv oder negativ, abhängig davon, ob die Schattenachse den Erdmittelpunkt (nicht den Äquator) nördlich oder südlich passiert.
* Wenn ''Gamma'' etwa zwischen -1 und +1 liegt, gibt es eine ''zentrale'' Finsternis.
* Bei einer'' partiellen'' Sonnenfinsternis liegt der [[Betragsfunktion|Betrag]] von ''Gamma'' etwa zwischen 1 und 1,55.
In der Abbildung veranschaulicht die rote Linie den ''Gamma''-Wert von etwa +0,75. Trotz dieses relativ hohen Betrags trifft die Schattenachse die Erdoberfläche nicht weit entfernt vom Äquator, denn die Erdachse ist stark gegen die rote Linie geneigt (Winter).

== Ort und Art einer Finsternis ==
Die folgende Tabelle zeigt beispielsweise alle Sonnenfinsternisse zwischen April 2311 und März 2315. Neun (-4 bis +4) in einem Zeitraum von etwa vier Jahren stattfindende Finsternisse bilden den natürlichen [[Finsterniszyklen#Zyklus-Bildung|Semester]]-Zyklus.<ref>Alle anderen Finsterniszyklen sind durch Auswahl gewonnene Zyklen. Je mehr Finsternisse übersprungen werden, umso leichter lassen sich immer längere Reihen bilden, in denen die Änderung der [[Finsternis-Limite|Knotendistanz]] von Finsternis zu Finsternis immer geringer ist.</ref> Sie folgen sich in etwa 177 Tagen (sechs [[Lunation]]en). Für die mittlere dieser neun Finsternisse ist neben der Tabelle eine Grafik angeordnet.
[[Datei:SoFi-2313-03-27.gif|miniatur|hochkant=1.25|Sonnenfinsternis am 27. März 2313]]
{| class="wikitable"
|+ Finsternis-Kanon von April 2311 bis März 2315 <ref>[http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE2301-2400.html Aus ''Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000'']</ref>
|- class="hintergrundfarbe5"
!Nummer
!Breite
!Typ
!Datum
!Typ
!Breite
!Gamma
!Größe
|-
|style="text-align:right"|−4
|
|
|style="text-align:right"|19. April 2311
|style="text-align:center"|P
|71° Nord
| 1,41
|style="text-align:center"|0,25
|-
| v<sub>e1</sub>
|69° Süd
|style="text-align:center"|P
|(19. Mai 2311)
|
|
|
|
|-
|style="text-align:right"|−3
|
|
|style="text-align:right"|13. Oktober 2311
|style="text-align:center"|P
|72° Süd
|−1,38
|style="text-align:center"|0,30
|-
| v<sub>e2</sub>
|70° Nord
|style="text-align:center"|P
|(11. November 2311)
|
|
|
|
|-
|style="text-align:right"|−2
|
|
|style="text-align:right"|7. April 2312
|style="text-align:center"|A
|51° Nord
| 0,72
|style="text-align:center"|0,93
|-
|style="text-align:right"|−1
|
|
|style="text-align:right"|1. Oktober 2312
|style="text-align:center"|T
|44° Süd
|−0,68
|style="text-align:center"|1,06
|-bgcolor="#F5DEB3"
|style="text-align:right"| 0
|
|
|style="text-align:right"|27. März 2313
|style="text-align:center"|A
|2,6° Nord
|−,001
|style="text-align:center"|0,95
|-
|style="text-align:right"| 1
|
|
|style="text-align:right"|21. September 2313
|style="text-align:center"|T
|3,0° Nord
| 0,04
|style="text-align:center"|1,02
|-
|style="text-align:right"| 2
|
|
|style="text-align:right"|17. März 2314
|style="text-align:center"|A
|55° Süd
|−0,72
|style="text-align:center"|0,99
|-
|style="text-align:right"| 3
|
|
|style="text-align:right"|10. September 2314
|style="text-align:center"|A
|57° Nord
| 0,82
|style="text-align:center"|0,97
|-
| n<sub>a</sub>
|70° Nord
|style="text-align:center"|P
|(5. Februar 2315)
|
|
|
|
|-
|style="text-align:right"| 4
|
|
|style="text-align:right"|6. März 2315
|style="text-align:center"|P
|72° Süd
|−1,37
|style="text-align:center"|0,32
|-
|}
Die Himmels-Bilder einer solchen Finsternis-Reihe sind relativ zueinander und relativ zu den beiden übereinander gezeichneten [[Mondknoten]] in unten stehender Grafik enthalten. Die mittlere Finsternis findet (theoretisch) genau im (absteigenden) Knoten statt: Gamma = 0. Wenn zudem noch Tag-Nacht-Gleiche ist, liegt ihr Maximum auf dem [[Äquator]]. Die nachfolgenden (+) beziehungsweise vorangehenden (−) Finsternisse finden im Wechsel nach beziehungsweise vor der Knotenpassage statt. Je größer die ''Knotendistanz'' ist, umso größer ist ihr Abstand vom Äquator. Zunächst erscheinen sie noch als zentrale Finsternisse (1 und 2). Wird die ''Mond-Parallaxe'' beziehungsweise das ''[[Finsternis-Limite|Finsternislimit]] für zentrale Finsternisse'' überschritten, handelt es sich nur noch um partielle Finsternisse (3 und 4), die von den Polkappen aus beobachtbar sind. Anschließend wird auch das ''Finsternislimit für partielle Finsternisse'' überschritten, der Semester-Zyklus endet. Vor seinem Ende hat aber bereits der nächste Zyklus auf der anderen Seite des Knotens begonnen (n<sub>a</sub>), und erst nach seinem Anfang hatte der vorangehende Zyklus geendet (v<sub>e</sub>).

[[Datei:SoFiSemester.svg|miniatur|center|hochkant=4|SoFiSemester.svg|[[Finsterniszyklen#Zyklus-Bildung|Semester]]-Zyklus aus neun Finsternissen (-4 bis +4)]]

Abweichungen zwischen Tabelle und Grafik sind „natürlich“, denn eine solch allgemein gültige Grafik lässt sich nur mit Mittelwerten der zu Grunde liegenden streuenden astronomischen Größen erstellen.

== Örtlicher Verlauf einer Finsternis ==
[[Datei:FinsterFrühling.jpg|miniatur|hochkant=1.7|links|Sonnenfinsternis zum Frühlings-Äquinoktium <br />(Maximum auf dem Äquator)]]
[[Datei:FinsterWinteranfang.jpg|miniatur|hochkant=1.55|Sonnenfinsternis zur Winter-Sonnenwende <br />(Maximum auf einem Wendekreis)]]
<div style="clear:left;" />
Bei der Berechnung einer Finsternis geht es im Wesentlichen um die Ermittlung der globalen Sichtbarkeitsbereiche und Größen der Finsternis sowie der lokalen Kontaktzeiten unter Berücksichtigung der scheinbaren Sonnen- und Mondgrößen. Primär ist die Schnittkurve des Mondschattenkegels mit der Erdoberfläche zu bestimmen. Diese anspruchsvolle Aufgabe wird mit Hilfe der von [[Friedrich Wilhelm Bessel]] entwickelten [[Besselsche Elemente|Methode]] gelöst.

Für seltene Fälle lassen sich aber auf einfache Weise Richtung und Geschwindigkeit der Schattenbahn für den Moment des Maximums angeben. In den beiden Abbildungen sind Finsternisse mit Gamma ungefähr Null ausgewählt. Das Verhältnis zwischen der Geschwindigkeit des Mondschattens und der Rotationsgeschwindigkeit der Erde am Äquator ist näherungsweise mit 2:1 <ref>etwa 3400&nbsp;km/h zu 1700&nbsp;km/h; [http://www.swetzel.ch/astronomie/finster/finster.html], 6. Der Verlauf einer totalen Sonnenfinsternis</ref> angenommen (schwarze Pfeile). Die vektorielle Addition ergibt die Richtung und die Geschwindigkeit der Schattenbahn des Mondes am Ort der maximalen Finsternis relativ zur Erdoberfläche (rote Pfeile). Die Ergebnisse bestätigen die von der NASA vorgegebenen Richtungen (blaue Linien) an diesen Orten. Der Ort der maximalen Finsternis befindet sich im zweiten Beispiel auf dem südlichen Wendekreis. Dort ist die Umfangsgeschwindigkeit an der Erdoberfläche kleiner als am Äquator (Faktor&nbsp;=&nbsp;cos&nbsp;23,44°&nbsp;≈&nbsp;0,92).

== Zugehörigkeit zu einem Finsternis-Zyklus ==
→ ''Hauptartikel: [[Finsterniszyklen]], [[Sarosperiode|Saros-Zyklus]], [[Inexzyklus]]''

In einem Kanon der Finsternisse<ref>zum Beispiel: Theodor Oppolzer, ''Canon der Finsternisse'', Denkschriften der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften mathematisch naturwissenschaftlicher Classe, L II.Bd., Wien 1887</ref> werden alle Finsternisse nacheinander aufgelistet. Im Mittel folgen neun Finsternisse aufeinander im Abstand von sechs Lunationen und bilden so den Semester-Zyklus. Der vorherige und der nachfolgende Semester-Zyklus haben entweder einen Abstand von fünf Lunationen oder sie überschneiden Anfang bzw. Ende des betrachteten. Selten sind dabei Semester-Zyklen über zwei Finsternisse verschachtelt. Durch besondere Auswahl von Ereignissen lassen sich [[Finsterniszyklen]] mit noch höherer Zahl an Finsternissen bei größerem zeitlichem Abstand angeben, wobei sich die jeweiligen Finsternisereignisse in solchen Zyklen um so mehr ähneln, je länger deren Periode wird. Ein besonderer Zyklus ist der [[Saroszyklus]]; die Finsternisse eines solchen Zyklus sind sich überaus ähnlich, da Erde und Mond sich jeweils auf nahezu der gleichen Stelle ihrer Umlaufbahn befinden.
<br style="clear:both;" clear="all" />

== Phänomene während einer totalen Sonnenfinsternis ==
Eine totale Sonnenfinsternis zählt zu den eindrucksvollsten Naturerscheinungen. Beobachten lassen sich mehrere faszinierende Phänomene.

=== Helligkeits-Änderung ===
[[Datei:Beleuchtung während Sofi.jpg|miniatur|hochkant=3|Helligkeitsänderung während einer Sonnenfinsternis]]
Die [[Beleuchtungsstärke]] nimmt auf etwa 1/10.000 bis 1/100.000 der normalen Sonnenscheinhelligkeit ab. Das ist etwa die 50- bis nur 5-fache Helligkeit einer Vollmondnacht. Der Tag wird also fast zur Nacht. Die empfundene ''Helligkeitsänderung'' ist dabei in den etwa zehn Sekunden vor und nach der Totalität am dramatischsten (die messbare Helligkeit ändert sich dagegen bei halber Bedeckung während der partiellen Phase am schnellsten). Die empfundene Helligkeit lässt sich durch den [[Logarithmus]] der tatsächlichen Helligkeit angenähert darstellen ([[Weber-Fechner-Gesetz]]).

=== Lichtveränderung ===
[[Datei:Lichtkringel Sonnenfinsternis.jpg|miniatur|links|Lichtkringel durch das Blätterwerk eines Baumes]]
Schon während der partiellen Phase nimmt das Licht eine unnatürliche bleifarbene Tönung an. Schatten werden konturreicher, und im Schatten von Bäumen und Sträuchern bilden sich durch den sogenannten „Lochblenden-Effekt“ ([[Camera obscura]]) hundertfach Sonnensichelchen und Lichtkringel auf dem Boden. Bei erreichter Totalität ist der Horizont orangegelb bis rötlich gefärbt, während der Kernschatten den Himmel in Zenitnähe tief dunkelblau erscheinen lässt.

=== Fliegende Schatten ===
[[Datei:shadowbands 2001s.jpg|miniatur|Fliegende Schatten]]
Bei schmaler Sonnensichel – etwa je eine Minute vor dem 2. Kontakt und nach dem 3. Kontakt – können ''fliegende Schatten'' auftreten. Es handelt sich dabei um ein [[Szintillation (Astronomie)|Szintillations]]-Phänomen. Die Erde wird aufgrund von [[Brechung (Physik)|Brechungs]]-Unterschieden in der Luft nicht gleichmäßig beleuchtet, so dass sich bei einer sehr schmalen Sonnensichel auf dem Boden erkennbare Streifenmuster bilden, die sich analog zur Bewegung in der Luft bewegen. Bei einer breiten Sonnensichel oder außerhalb einer Finsternis sinkt der Kontrast durch Überlagerung unterschiedlicher Phasen unter die Wahrnehmungs- und Nachweisgrenze. Der Begriff fliegende Schatten ist also sachlich nicht ganz richtig, auch nicht der englische Begriff ''shadow bands''.

=== Diamantring- oder Perlschnur-Effekt ===
[[Datei:Sonnenfinsternis 0569.jpg|miniatur|links|Diamantringeffekt bei der Finsternis am 29. März 2006]]
In den Momenten des 2. und 3. Kontaktes scheinen die letzten beziehungsweise die ersten Sonnenstrahlen durch die Täler der gebirgigen Mond-Silhouette und verursachen den Eindruck eines ''Diamantrings'' oder einer ''[[Bailysche Perlen|Perlschnur]]''. Im Englischen heißt dieser Effekt ''Bailey's beads''.

=== Sonnen-Korona und Protuberanzen ===
Zwischen 2. und 3. Kontakt leuchtet die Sonnen-[[Korona (Sonne)|Korona]] um die dunkle Mondscheibe. Je nach [[Sonnenaktivität]] erscheint die Form der Korona eher gleichmäßig (Maximum) oder länglich (Minimum). Über dem Mondrand können während der totalen Phase auch rötliche [[Protuberanz]]en gesehen werden.

Bei der Beobachtung einer ringförmigen Sonnenfinsternis bleibt  die Sichtbarkeit der Sonnenkorona aus. Das Perlschnurphänomen kann aber beim 2. und 3. Kontakt gesehen werden.
[[Datei:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|miniatur|Sonnen-Korona bei der Finsternis am 11. August 1999]]

Die wissenschaftliche Beobachtung der Sonne erstreckt sich von der [[Photosphäre]] (kurz vor dem 2. Kontakt und kurz und nach dem 3.Kontakt), über die schmale [[Chromosphäre]] (in den Momenten des 2. und 3. Kontaktes) bis zur ausgedehnten Korona und den Protuberanzen (zwischen 2. und 3. Kontakt).

=== Sichtbarkeit von Planeten und Sternen ===
Um die verfinsterte Sonne herum können die hellsten [[Planet]]en und [[Stern|Fixsterne]] gesehen werden.

=== Temperaturabfall ===
Oft fällt die Temperatur während einer totalen Sonnenfinsternis um mehrere Grad. Auch Tiere und Pflanzen reagieren auf die Dunkelheit und den Temperaturabfall. Vögel verstummen und nahezu alle tagaktiven Tiere suchen ihre Verstecke auf, während Fledermäuse und andere nachtaktive Tiere ihre Verstecke verlassen. Blumen schließen ihre Blüten.

=== Betrachtung einer Sonnenfinsternis ===
Bei der Beobachtung einer Sonnenfinsternis und generell bei der Sonnenbeobachtung ist große Vorsicht geboten. Man darf niemals mit bloßem Auge oder mit einem ungefilterten Fernglas oder Teleskop direkt in die Sonne schauen. Gravierende Augenschäden bis zur Erblindung könnten die Folge sein. Für die Beobachtung mit bloßem Auge sind [[Sonnenfinsternisbrille]]n erforderlich. Nur während der kurzen Zeit der Totalität können die Sonnenfinsternisbrillen abgenommen und die Sonnenfilter von optischen Geräten entfernt werden. Eine ringförmige oder partielle Finsternis muss durchgehend mit Filtern oder Brille beobachtet werden.
<br style="clear:both;" clear="all" />
[[Datei:Total Solar Eclipse Paths- 1001-2000.gif|miniatur|hochkant=2.5|links|Die Streifen aller totalen Sonnenfinsternisse in tausend Jahren bedecken noch nicht die gesamte Erdoberfläche.]]
<br style="clear:both;" clear="all" />

== Häufigkeit von Sonnenfinsternissen an einem bestimmten Ort ==
Im Schnitt kann nur etwa alle 375&nbsp;Jahre über einem bestimmten Ort mit einer totalen Sonnenfinsternis gerechnet werden. Zählt man die ringförmigen hinzu, sind es 140 Jahre.<ref>J. Meeus: ''Mathematical Astronomy Morsels'', Willmann-Bell Inc., 1997, S. 88ff. ISBN</ref> Grund dafür ist, dass der Streifen, in dem eine zentrale Sonnenfinsternis (total und ringförmig) stattfindet, sehr schmal ist. In der [[Schweiz]] fand die letzte totale Sonnenfinsternis am 22. Mai 1724 statt. In [[Österreich]] gab es zwischen dem 8. Juli 1842 und in [[Deutschland]] zwischen dem 19. August 1887 und dem [[Sonnenfinsternis vom 11. August 1999|11. August 1999]] keine totale Finsternis. Deutschland, die Schweiz und Österreich werden erst wieder am [[Sonnenfinsternis vom 3. September 2081|3. September 2081]] von einer totalen Finsternis getroffen.

Abweichend von der oben erwähnten durchschnittlichen Häufigkeit von totalen und ringförmigen Sonnenfinsternissen ist es durchaus möglich, dass Orte wesentlich kürzer auf eine zentrale Sonnenfinsternis warten müssen. So waren zum Beispiel in einem Gebiet östlich von [[Ankara]] ([[Türkei]]) die totale Finsternis vom 11. August 1999 und die vom 29. März 2006 innerhalb von nur sieben Jahren zu sehen. Noch kürzer, nämlich nur 18&nbsp;Monate, mussten die Bewohner von [[Angola]] warten: totale Finsternisse am 21. Juni 2001 und am 4. Dezember 2002. Auch der Schweiz, Teilen Süddeutschlands und Teilen Österreichs steht ein so kurzes Intervall bevor: Totale Finsternis am 3. September 2081, ringförmige Finsternis am 27. Februar 2082 gegen Abend.

Andererseits gibt es Orte, in denen über einen Zeitraum von mehr als vier Jahrtausenden keine totale Sonnenfinsternis eintritt.<ref>J. Meeus: ''More Mathematical Astronomy Morsels'', Willmann-Bell Inc., 2002, S. 98ff. ISBN</ref>
<br style="clear:both;" clear="all" />

== Sonnenfinsternisse und Raumfahrt ==
[[Datei:Eclipse fromISS 2006-03-29.jpg|miniatur|Der Mondschatten auf der Erde während der Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 von der [[Internationale Raumstation|ISS]] aus gesehen.]]
Vor der [[Raumfahrt]] waren die Sonnenphysiker auf die raren Sonnenfinsternisse zur Untersuchung der meisten Eigenschaften der Sonne angewiesen. Im Weltraum ist es relativ einfach, jederzeit eine „Sonnenfinsternis“ zu simulieren. Die Sonnenscheibe wird durch eine passend große Blende in entsprechendem Abstand abgedeckt, um beispielsweise die Korona zu fotografieren und zu untersuchen. Dies ist auf der Erde wegen des [[Streulicht]]s der [[Erdatmosphäre]] nicht möglich. Allerdings kann dabei die innere Korona wegen zu großer Helligkeit nicht untersucht werden, was bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde möglich ist.<ref>[http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,408403,00.html Jay M. Pasachoff: ''Finsternisforscher hoffen auf freie Sicht''. Spiegel-Online vom 29. März 2006]</ref> Solche Simulationen werden beispielsweise mit dem Beobachtungsinstrument LASCO an Bord der Raumsonde [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] vorgenommen.

Die Raumfahrt spielt aber auch eine Rolle bei der Verfolgung einer Sonnenfinsternis auf der Erde. Die erste dokumentierte Beobachtung einer irdischen Sonnenfinsternis aus dem All stammt von [[Gemini 12]]: totale Sonnenfinsternis am 12. November 1966. Aufnahmen des sich über die Erde bewegenden Schattens wurden auch von der [[Mir (Raumstation)|Mir]] gemacht, die Bilder vom [[Sonnenfinsternis vom 11. August 1999|11. August 1999]] gehören zu den letzten Aufnahmen vor der Ausmusterung der Station.<ref>{{APOD|en|990830|Looking Back on an Eclipsed Earth}}</ref> Während der totalen [[Sonnenfinsternis vom 29. März 2006]] kam die [[Internationale Raumstation]] (ISS) dem Kernschatten des Mondes nahe, wobei einige Aufnahmen entstanden. Umgekehrt sah man von einigen Erd-Orten aus die ISS vor der teilweise verfinsterten Sonne vorbeiziehen.<ref>astronomie.info: [http://eclipse.astronomie.info/2006-03-29/isstransit/isstransit.html ''Zwei gleichzeitige Verfinsterungen − Der Mond und die Raumstation ISS vor der Sonne'']</ref>

== Aktuelle Sonnenfinsternisse ==
Die letzte totale Sonnenfinsternis war die vom [[Sonnenfinsternis vom 13. November 2012|13. November 2012]].
Die nächste totale Sonnenfinsternis findet am [[Sonnenfinsternis vom 20. März 2015|20. März 2015]] gegen Vormittag statt. Vorher gibt es am [[Sonnenfinsternis vom 3. November 2013|3. November 2013]] eine hybride Sonnenfinsternis.

Alle Sonnenfinsternisse des 20. und 21.&nbsp;Jahrhunderts befinden sich in der [[Liste von Sonnenfinsternissen]].

== Historisch bedeutsame Sonnenfinsternisse ==
Die folgenden Sonnenfinsternisse haben besondere wissenschaftliche oder sonstige historische Bedeutung erlangt.
* [[Sonnenfinsternis vom 28. Mai 585 v. Chr.]]: Diese Finsternis könnte von [[Thales von Milet]] vorhergesagt worden sein; somit wäre sie die erste gewesen, für die Ort und Zeitpunkt vorhergesagt wurde. Außerdem ist für diese Finsternis überliefert, sie sei der Anlass für das Ende des Krieges zwischen den [[Lyder]]n und den [[Medien (Land)|Medern]] gewesen.
* [[Sonnenfinsternis vom 3. Mai 1715|3. Mai 1715]]: Die Schattenbahn dieser Sonnenfinsternis über Südengland wurde von [[Edmond Halley]] vorhergesagt und die Finsternis war damit vermutlich die erste, für die eine solche Berechnung versucht wurde.<ref>J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 120</ref>
* [[Sonnenfinsternis vom 8. Juli 1842|8. Juli 1842]]: Diese totale Finsternis ist vor allem wegen der sehr emotionalen Schilderung von [[Adalbert Stifter]] bekannt.<ref>[[Adalbert Stifter]]: ''[http://www.strickling.net/stifter_sofi.htm Die Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842]''.</ref>
* [[Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919|29. Mai 1919]]: Während dieser Finsternis wurde die von der [[Allgemeine Relativitätstheorie|Allgemeinen Relativitätstheorie]] vorausgesagte gravitative Ablenkung des Lichts überprüft und bestätigt.
* [[Sonnenfinsternis vom 11. August 1999|11. August 1999]]: Die letzte totale Sonnenfinsternis des zweiten Jahrtausends war zugleich die Sonnenfinsternis, die von mehr Menschen beobachtet wurde als jede andere Sonnenfinsternis der Weltgeschichte.<ref>J. P. McEvoy (siehe Literatur), Seite 197</ref>

== Sonnenfinsternisse bei anderen Planeten ==
Finsternisse sind kein alleiniges Merkmal des Erde-Mond-Systems, sondern treten bei allen Planeten mit Monden auf, sowohl als Sonnenfinsternisse wie auch als [[Mondfinsternis]]se. Auf keinem anderen Planeten unseres Sonnensystems aber ist die Konstellation so gegeben wie auf der Erde, wo die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond fast gleich groß sind.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB">Kippenhahn, Knapp: Schwarze Sonne, roter Mond. Seite 196–204</ref>

Am interessantesten sind die Sonnenfinsternisse auf dem [[Jupiter (Planet)|Jupiter]], die von dessen [[Galileische Monde|vier großen Monden]] hervorgerufen werden. Da sich diese nahezu in der Bahnebene des Jupiters um die Sonne befinden, sind Sonnenfinsternisse auf dem Jupiter fast alltäglich. Der Schatten, den diese Monde auf ihren Planeten werfen, kann bereits mit kleineren [[Teleskop]]en beobachtet werden.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB"/>

Bei den weiteren [[Innerer und äußerer Planet|äußeren Planeten]] sind Sonnenfinsternisse schwer zu beobachten und auch sehr selten, da deren Äquatorebene, in der die Monde umlaufen, zur Bahnebene des Planeten stark geneigt ist und die Umlaufzeiten um die Sonne sehr lang sind. Die Finsternisse, die die beiden kleinen Monde des [[Mars (Planet)|Mars]] verursachen, kann man eher als [[Durchgang|Transit]] bezeichnen, sie verursachen auf dem Mars keinen messbaren Helligkeitsabfall.<ref name="KippenhahnKnappAnhangB"/>

== Siehe auch ==
* [http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Spezial%3APr%C3%A4fixindex&prefix=Sonnenfinsternis&namespace=0 Wikipedia-Artikel zu einzelnen Sonnenfinsternissen]
* [[Sonnenfinsternis (Altes Ägypten)]]

== Literatur ==
* [[Rudolf Kippenhahn]], Wolfram Knapp: ''Schwarze Sonne, roter Mond. Die Jahrhundertfinsternis'', DVA, Stuttgart, 2002
* Andreas Walker: ''Sonnenfinsternisse und andere faszinierende Erscheinungen am Himmel'', Birkhäuser Verlag, Basel, 1999
* J. P. McEvoy: ''Sonnenfinsternis. Die Geschichte eines Aufsehen erregenden Phänomens.'' Berlin Verlag, Berlin 2001, ISBN 3-8270-0372-5
* H. Mucke, J. Meeus: ''Canon der Sonnenfinsternisse -2003 bis +2526'', [[Astronomisches Büro]], Wien, 2. Auflage, 1999 [http://members.ping.at/astbuero/apub.htm]
* Richard F. Stephenson: ''Historical eclipses and earth's rotation.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-46194-4.
* John M. Steele: ''Observations and predictions of eclipse times by early astronomers.'' Kluwer Acad. Publ., Dordrecht 2000, ISBN 0-7923-6298-5.

== Weblinks ==
{{Wiktionary|Sonnenfinsternis}}
{{Commonscat|Solar eclipse|Sonnenfinsternis}}
{{Wikisource|Bericht über die während der totalen Sonnenfinsternis vom 6. Mai 1883 erhaltenen Beobachtungen}}

'''Allgemein'''
* Wolfgang Strickling: [http://www.strickling.net/astro.htm#Sonnenfinsternis ''Sonnenfinsternis'']
* Deutsches Museum: [http://www.deutsches-museum.de/ausstellungen/naturwissenschaft/astronomie/infos-und-links/sonnenfinsternis1999/timings ''Zukünftige und historische Sonnenfinsternisse'']
* [[John Walker (Programmierer)|John Walker]]: [http://www.fourmilab.ch/images/peri_apo ''Zum Einfluss der relativen Größe des Mondes auf die Art der Sonnenfinsternis'' (englisch, mit Animationen)]

'''Zusammenstellungen und Berechnung'''
* CalSky: ''[http://calsky.com/?Solareclipse= Lokale Sonnenfinsternisse]'' – Berechnung der Zeiten für Datum und Ort
* NASA/Goddard SFC: ''[http://eclipse.gsfc.nasa.gov/solar.html Solar Eclipses: 2004–2010]'' ''(englisch)''
* NASA/Goddard SFC: [http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEatlas/SEatlas3/SE2001-25T-1.GIF Weltkarte aller totalen Sonnenfinsternisse von 2001–2025]
* NASA/Goddard SFC: [http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/deltat.html Abweichungen TDT bis 501 v. Chr.]
* NASA/Goddard SFC: [http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE-0599--0500.html Sonnenfinsternisse 600–501 v. Chr.]
* {{internetquelle |autor=Robert Harry van Gent |url=http://www.staff.science.uu.nl/~gent0113/eclipse/eclipsecycles.htm |titel=A Catalogue of Eclipse Cycles |werk=Webpages on the History of Astronomy |datum= 2003-09-08 |zugriff=25. August 2011 |sprache=engl. |kommentar= Zusammenstellung aller Zyklen in den Serien der Finsternisse}}

=== Einzelnachweise ===
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4181825-8}}

{{Navigationsleiste Durchgänge}}

[[Kategorie:Sonnenfinsternis| ]]
[[Kategorie:Atmosphärische Optik]]

{{Link FA|en}}

[[af:Sonsverduistering]]
[[ar:كسوف]]
[[as:সূৰ্য গ্ৰহণ]]
[[az:Günəş tutulması]]
[[be:Сонечнае зацьменне]]
[[bg:Слънчево затъмнение]]
[[bn:সূর্যগ্রহণ]]
[[bs:Pomračenje Sunca]]
[[ca:Eclipsi de Sol]]
[[cs:Zatmění Slunce]]
[[cy:Diffyg ar yr haul]]
[[da:Solformørkelse]]
[[diq:Gırewtena roci]]
[[el:Έκλειψη Ηλίου]]
[[en:Solar eclipse]]
[[eo:Suna eklipso]]
[[es:Eclipse solar]]
[[et:Päikesevarjutus]]
[[eu:Eguzki eklipse]]
[[fa:خورشیدگرفتگی]]
[[fi:Auringonpimennys]]
[[fr:Éclipse solaire]]
[[fy:Sinnefertsjustering]]
[[ga:Urú na gréine]]
[[gan:天狗喫日頭]]
[[gl:Eclipse solar]]
[[gn:Kuarahykañy]]
[[he:ליקוי חמה]]
[[hi:सूर्यग्रहण]]
[[hr:Pomrčina Sunca]]
[[ht:Eklips solèy]]
[[hu:Napfogyatkozás]]
[[hy:Արեգակի խավարում]]
[[id:Gerhana matahari]]
[[is:Sólmyrkvi]]
[[it:Eclissi solare]]
[[iu:ᓯᕿᓃᖅᓯᖅᑐᖅ]]
[[ja:日食]]
[[ka:მზის დაბნელება]]
[[kn:ಸೂರ್ಯ ಗ್ರಹಣ]]
[[ko:일식]]
[[ku:Rojgirtin]]
[[la:Defectio solis]]
[[lb:Sonnendäischtert]]
[[li:Zonsverduustering]]
[[lt:Saulės užtemimas]]
[[lv:Saules aptumsums]]
[[ml:സൂര്യഗ്രഹണം]]
[[mn:Нар хиртэлт]]
[[mr:सूर्यग्रहण]]
[[ms:Gerhana matahari]]
[[mt:Eklissi solari]]
[[mzn:کسوف]]
[[nds:Sünndüüsternis]]
[[nl:Zonsverduistering]]
[[nn:Solformørking]]
[[no:Solformørkelse]]
[[oc:Eclipsi solar]]
[[pl:Zaćmienie Słońca]]
[[pt:Eclipse solar]]
[[ro:Eclipsă de Soare]]
[[ru:Солнечное затмение]]
[[se:Beaivvášsevnnjodeapmi]]
[[sh:Pomrčina Sunca]]
[[simple:Solar eclipse]]
[[sk:Zatmenie Slnka]]
[[sl:Sončev mrk]]
[[so:Qorax madoobaad]]
[[sq:Zënia e Diellit (Eklipsi)]]
[[sr:Помрачење Сунца]]
[[su:Samagaha]]
[[sv:Solförmörkelse]]
[[sw:Kupatwa kwa jua]]
[[ta:சூரிய கிரகணம்]]
[[te:సూర్య గ్రహణం]]
[[th:สุริยุปราคา]]
[[tl:Eklipse ng araw]]
[[tr:Güneş tutulması]]
[[tt:Кояш тотылу]]
[[uk:Сонячне затемнення]]
[[ur:سورج گرہن]]
[[vec:Crisse solar]]
[[vi:Nhật thực]]
[[vls:Zunsverduusterienge]]
[[xmf:ბჟაშ გეუკუმელაფა]]
[[yi:ליקוי חמה]]
[[yo:Ìsúlẹ̀ Òòrùn]]
[[zh:日食]]
[[zh-classical:日食]]
[[zh-min-nan:Sit-ji̍t]]
[[zh-yue:日食]]