Am 11. August dürften manche Städte und Landstriche in Europa, in Indien oder im Vorderen Orient ungewöhnlich viel Besuch bekommen: Gegen Mittag wird die Sonnenscheibe für über zwei Minuten vollständig vom Mond verdeckt sein, zumindest innerhalb einer streifenförmigen Zone, die auch Süddeutschland und Österreich durchquert. Zwar sind Ursache und Ablauf einer totalen Sonnenfinsternis heute bis ins Detail verstanden, dennoch dürften viele Zuschauer die Faszination und die Beklemmung nachempfinden können, die unsere Vorfahren beim Anblick eines solchen seltenen Naturschauspiels wohl verspürten.

Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond zwischen Sonne und Erde hindurchwandert und sein Schatten auf unseren Planeten fällt; als dunkler Fleck überstreicht dieser die Erdoberfläche mit einer Geschwindigkeit von mehreren tausend Kilometern pro Stunde. Zwar ergibt sich eine derartige Konstellation der drei Himmelskörper weltweit etwa 70mal pro Jahrhundert, doch von einem bestimmten Ort aus ist nur alle 370 Jahre eine totale Sonnenfinsternis zu sehen. Die himmelsmechanischen Gesetze, die dieses Verhalten erklären, sind recht präzise und sehr gut bekannt. Dementsprechend haben die Astronomen die Sichtbarkeitsdaten des kommenden Ereignisses längst auf Sekunde und Kilometer genau berechnet.

Totale Sonnenfinsternisse enthüllen Bereiche der Sonnenatmosphäre, die sonst verborgen bleiben: die Chromosphäre und die Korona (Bild rechts oben). Erstere enthält vor allem Wasserstoff und Helium und umhüllt die leuchtende Sonnenoberfläche (die Photosphäre); die zweite bildet die äußere Atmosphäre und besteht aufgrund ihrer Temperatur von einer Million Kelvin aus ionisiertem Gas. Gewiß läßt sich die solare Gashülle mit Koronographen, Raumsonden und Radioteleskopen auch zu anderen Zeiten beobachten, doch ermöglicht das Abschatten des Sonnenlichts durch den Mond eine direktere Beobachtung.

Welche geometrischen Bedingungen müssen im einzelnen für eine Sonnenfinsternis erfüllt sein? Der Mond, der sich auf einer elliptischen Bahn um die Erde bewegt, muß eine Position erreichen, in der er zwischen Sonne und Erde steht. Dann herrscht Neumond, und wir können die beleuchtete Seite unseres Trabanten nicht sehen. Aber nur dann, wenn die Erde bei Neumond auch noch in den Halbschatten des Mondes eintritt, verfinstert sich die Sonnenscheibe teilweise. Eine totale Sonnenfinsternis entsteht sogar nur dann, wenn die Erde in den schmalen, kegelförmigen Kernschatten des Mondes eintaucht.

Daß nicht jeder Neumond eine Bedeckung der Sonne zur Folge hat, rührt von der Neigung der Bahnebenen von Erde und Mond her: Die Ebene, in der sich der Trabant bewegt, ist gegenüber derjenigen der Erdumlaufbahn, der sogenannten Ekliptikebene, um etwa 5 Grad geneigt. Die Schnittlinie beider Ebenen ist die sogenannte Knotenlinie (siehe Bild Seite 56): Der Punkt, in dem der Mond die Ekliptikebene von oben her schneidet, ist der "absteigende", der andere, in dem er sie von unten nach oben durchstößt, der "aufsteigende Knoten". Nur wenn der Mond in die Nähe eines dieser beiden Knoten gerät, vermag er die Sonne von der Erde aus gesehen zu bedecken. Beide Bedingungen – Neumond und Knotennähe – fallen etwa alle sechs Monate zusammen. Falls sich die Sonne beim nachfolgenden Neumond noch nicht allzu weit vom Knoten entfernt hat, kann eine zweite, dann nur partielle Sonnenfinsternis auftreten. Pro Jahr finden also mindestens zwei, maximal vier Sonnenfinsternisse statt. Das gleiche gilt für Mondfinsternisse, bei denen der Erdtrabant in den Schatten unseres Heimatplaneten eintaucht. Da solches nur bei Vollmond – und in Knotennähe – vorkommen kann, treten Mondfinsternisse rund zwei Wochen vor beziehungsweise nach einer Sonnenfinsternis auf.

Es gibt noch weitere Regelmäßigkeiten. Wann wird zum Beispiel die geometrische Bedingung für eine Finsternis wieder dieselbe sein? Der Mond braucht 27 Tage, 5 Stunden und 44 Minuten, um nach dem Durchgang durch den aufsteigenden Knoten wieder zu diesem zurückzukehren. Für einen kompletten Umlauf um die Erde benötigt er aber 29 Tage, 12 Stunden und 44 Minuten – dies ist die Länge eines Mondmonats zwischen zwei identischen Phasen. Der Grund für diese Verschiebung um etwa zwei Tage: Während eines Mondmonats bewegt sich die Erde auf ihrer Bahn um das Zentralgestirn weiter, so daß der Mond entsprechend länger braucht, bis er wieder die gleiche Position zur Sonne einnehmen kann. Identische Bedingungen treffen also erst beim gemeinsamen Vielfachen der genannten Perioden zusammen, das heißt nach 223 Mondperioden beziehungsweise nach 18 Jahren, 10 Tagen (oder 11 Tagen, falls sich die fragliche Periode über 5 Schaltjahre erstreckt) und 8 Stunden. Nach diesem Zeitraum – dem sogenannten Saros-Zyklus – wiederholt sich also eine Finsternis-Serie. Weil dieser Zyklus aber keiner ganzen Zahl von Tagen entspricht, sondern um 8 Stunden (einen Drittel Tag) dazu versetzt ist, sind die Finsternisse der nachfolgenden Serie um ein Drittel des Erdumfangs (120 Grad in geographischer Länge) nach Westen verschoben.

Daß der Mond die Sonne überhaupt verdecken kann, verdanken wir einer einfachen, aber bedeutenden Relation: Der Erdtrabant ist zwar 400mal kleiner als unser Zentralgestirn, aber auch um fast genau den gleichen Faktor der Erde näher. Folglich unterscheiden sich die Winkeldurchmesser beider Himmelskörper – gemessen in Bogenminuten (') und Bogensekunden ('') – von unserem Planeten aus betrachtet kaum. Der scheinbare Durchmesser der Sonne variiert innerhalb eines Jahres zwischen 31'31'' und 32'35'', der des Mondes innerhalb eines Monats zwischen 29' 22'' und 33' 31'' .

Weil sich der Mond auf seiner Bahn um die Erde bewegt, vermag er wegen seiner fast gleichen Größe die Sonne nur für kurze Zeit vollständig zu bedecken. Ist die Scheibe des Mondes etwas kleiner als die der Sonne, erscheint die Finsternis nicht total, sondern ringförmig: Rings um die dunkle Mondscheibe ist noch eine leuchtende Zone zu sehen. Wird die Sonnenscheibe nur teilweise verdeckt, weil die Erde nur in den Halbschatten des Mondes eintritt, bleibt die Finsternis partiell.

Alle Zuschauer der Finsternis am 11. August können sich glücklich schätzen, denn sie sind am rechten Ort zur rechten Zeit. Denn die Erde ist der einzige Planet im Sonnensystem, von dem aus eine totale Sonnenfinsternis beobachtet werden kann. Und die "passende" Entfernung des Mondes ist keine Selbstverständlichkeit: Vor einigen Millionen Jahren war er der Erde zu nah und hätte somit auch die Korona verdeckt, in wenigen Millionen Jahren wird er zu weit entfernt sein für eine vollständige Bedeckung der Sonne.

Verschiedene Faktoren bestimmen die Dauer einer Finsternis: Die Konstellation der Himmelskörper, ihre Abstände voneinander und die Bahngeschwindigkeit des Mondes. Diese ist im erdfernsten Punkt der Mondbahn, dem Apogäum, am geringsten und im erdnächsten, dem Perigäum, am größten. Dadurch kann die Gesamtdauer einer Sonnenfinsternis – vom ersten Kontakt von Sonnen- und Mondscheibe bis zu deren Trennung – bis zu einer Stunde variieren: Eine Sonnenfinsternis dauert im ersten Falle 6 Stunden und 15 Minuten, im zweiten eine Stunde weniger.

Verglichen damit ist die Dauer der totalen Phase der Finsternis recht kurz. Im Extremfall, wenn der scheinbare Durchmesser der Sonne am kleinsten und derjenige des Mondes am größten ist (wenn also die Erde im fernsten Punkt ihrer Bahn und der Mond im Perigäum steht), kann die Sonne 7 Minuten und 30 Sekunden vollständig bedeckt sein.

Der Kernschatten des Mondes kann auf der Erdoberfläche einen Durchmesser von 262 Kilometern erreichen. Seine Bewegung in West-Ost-Richtung ergibt sich aus der Bahngeschwindigkeit des Mondes, der mit 3600 Kilometern pro Stunde von Westen nach Osten um die Erde läuft, und aus der Drehung der Erde in derselben Richtung mit etwa 1600 Kilometern pro Stunde am Äquator (entsprechend des Erdumfangs dort von 40000 Kilometern und der Umdrehungszeit von 24 Stunden). Infolge dieser Geometrie wandert der Kernschatten in der Nähe der Pole am schnellsten, nämlich mit 3380 Kilometern pro Stunde, über die Erde, am Äquator hingegen am langsamsten mit "nur" 1706 Kilometern pro Stunde. In Europa erreicht er eine Geschwindigkeit von etwa 2450 Kilometern pro Stunde, also etwa doppelte Schallgeschwindigkeit.

Der vom Schattenkegel überstrichene Streifen ist mehrere tausend Kilometer lang. Im Falle der Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 reicht er vom westlichen Nordatlantik bis in den Golf von Bengalen. Beiderseits der Zentrallinie in einem Abstand bis zu 55 Kilometern ist die Finsternis total, außerhalb dieser Zone – bis zu einer Entfernung von 3000 Kilometern von der Zentrallinie – nur partiell.

Was erwartet nun den Zuschauer dieses Naturschauspiels, wenn er sich in der Kernschattenzone befindet? Die Finsternis beginnt mit dem sogenannten ersten Kontakt, wenn die Scheibe des Mondes diejenige der Sonne berührt und sich langsam vor sie schiebt. Um diesen Vorgang gefahrlos beobachten zu können, ist eine spezielle Schutzbrille unerläßlich, die nicht nur das sichtbare Licht der Sonne dämpft, sondern auch die unsichtbare Wärmestrahlung. Man erkennt dann zunächst eine feine dunkle Einbuchtung am Rand der leuchtenden Sonnenscheibe, die mehr und mehr von ihr verschlingt. Erst dann, wenn der Mond etwa die Hälfte der Sonne verdeckt, schwindet die Stärke des Tageslichts merklich. Gleichzeitig werden die Kontraste schärfer; Wasseroberflächen reflektieren noch funkelnder als gewöhnlich, und der Himmel erscheint mit abnehmendem Licht tiefblau.

Ein bis zwei Minuten vor Beginn der Totalität erscheinen "fliegende Schatten": helle und dunkle Schlieren, die über den Boden huschen (man kann sie besonders gut auf einer großen glatten Oberfläche wie etwa dem Meer beobachten). Verursacht werden sie von Turbulenzen in der oberen Atmosphäre. Unter normalen Bedingungen sind sie nicht erkennbar. Doch weil jetzt die solare Lichtquelle immer kleiner wird und die Lichtstrahlen parallel einfallen, sind sie als waberndes Lichtmuster zu sehen, vergleichbar den Lichtspielen am Boden eines Schwimmbeckens, dessen Wasser der Wind kräuselt.

Der Countdown läuft: 40 bis 20 Sekunden vor der "Totalität" erreicht uns nur noch Licht, das durch die Klüfte der Mondtäler auf dem Rand des Erdtrabanten hindurchscheint beziehungsweise durch Beugung an der zerklüfteten Kontur sichtbar wird. Der Mondrand erscheint deshalb zunächst als Perlschnur, dann als Diamantring – ein Phänomen, das als erster der britische Astronom Francis Baily (1774-1844) im Jahre 1836 beschrieben hat.

Etwa 20 bis 10 Sekunden vor Beginn der Totalität sieht man von Westen her eine finstere Wand heranrasen – den Mondschatten. Dies ist wohl einer der spektakulärsten Momente des gesamten Naturschauspiels. Etwa 5 bis 3 Sekunden vor dem Verschwinden der Sonne zaubern schließlich letzte Lichtstrahlen einen schmalen, geisterhaften Lichtring um die Mondscheibe. Die Chromosphäre erstrahlt rosa, Protuberanzen – von der Sonnenoberfläche emporschießende helle Gasmassen – werden sichtbar. Schließlich: vollständige Bedeckung, der "zweite Kontakt".

Erst jetzt darf – und sollte – der Beobachter, ungeschützt durch Filter und Folien, in die Sonne blicken. Hat sich das Auge an das Halbdunkel gewöhnt, offenbart sich die Korona: ein Strahlenkranz aus dünnem Gas, das derart heiß ist, daß sich Atomkerne und Elektronenhülle voneinander getrennt haben. Die genaue Struktur und auch das Erscheinungsbild dieses Plasmas variiert im Rhythmus von elf Jahren, entsprechend dem magnetischen Aktivitätszyklus der Sonne.

Zur Halbzeit der vollständigen Bedeckung, die für einen Beobachter genau auf der Zentrallinie in Deutschland etwa zwei Minuten und 17 Sekunden dauert, erscheint der Horizont in einer Weise erleuchtet, als würde ringsrum die Sonne aufgehen. Zugleich kann der Himmel hingegen so dunkel sein, daß die hellsten Sterne und Planeten sichtbar werden – aufgrund der Tageszeit sind mitten im August Sternbilder des Winterhimmels zu sehen. Sobald der Mond wieder einen Lichtstrahl passieren läßt, endet die Totalität; man spricht vom dritten Kontakt. Sofort sollte man die Augen vor Helligkeit und Wärmestrahlung schützen. Die Ereigniskette verläuft nun in umgekehrter Richtung, bis schließlich beim "vierten Kontakt" die Sonne wieder ihr gewohntes Aussehen annimmt.

Es klingt paradox: Wenngleich die Sonne bei einer totalen Finsternis vollständig verdeckt ist, läßt sich während dieser Phase viel über unser Zentralgestirn lernen. So entdeckten Astronomen die Chromosphäre und die Korona erst bei einer totalen Sonnenfinsternis. Gerade die Vorgänge innerhalb der Korona, der äußeren Sonnenatmosphäre, wirken sich auch auf die unmittelbare Erdumgebung aus; so können zum Beispiel von der Korona ausgehende Ströme geladener Partikel Satelliten schädigen und die Telekommunikation beeinträchtigen.

Die Erforschung der Korona wird allerdings dadurch erschwert, daß sie etwa eine Million Mal schwächer strahlt als die Sonnenoberfläche. Es reicht auch nicht, eine Finsternis zu imitieren, indem man die Sonnenscheibe künstlich abdeckt. Die Erdatmosphäre streut nämlich das Licht so stark, daß ein solcher "Koronograph" nur den innersten Bereich des solaren Strahlenkranzes erfassen kann. Deshalb sind totale Sonnenfinsternisse nach wie vor willkommene Ereignisse, um diese Messungen und die mit Radioteleskopen und Raumsonden durchgeführten Meßkampagnen zu ergänzen (Bild Seite 55 oben).

Drei besondere Merkmale kennzeichnen die extrem dünne äußere Gashülle der Sonne:

‰ ihre Temperatur von mehr als einer Million Kelvin,

‰ die genannte, vermutlich auf Magnetfelder zurückzuführende Struktur und

‰ das Abstrahlen von geladenen Teilchen als Sonnenwind. Die moderne Sonnenphysik widmet sich intensiv diesen Themen.

Dies stellt die Sonnenforscher seit langem vor ein Rätsel: Wie kann die Korona so heiß sein, wenn die Temperatur der darunterliegenden Sonnenoberfläche lediglich 5800 Kelvin beträgt? Schon seit einiger Zeit vermuten Astronomen, daß sich die hohen Temperaturen auf magnetohydrodynamische Wellen zurückführen lassen, die von der Photosphäre in die Korona aufsteigen und diese aufheizen. Um zu verstehen, wie diese Wellen sich bilden, ausbreiten und ihre Energie auf die Korona übergeht, untersuchen Forscher ihre Abstrahlungen im sichtbaren Spektrum.

Das Licht der Korona besteht aus drei Komponenten. Aus ihrem inneren Teil, der sich etwa zwei Sonnenradien über den Rand des Sterns ausdehnt, wird hauptsächlich Licht ausgesandt, das aus der tieferliegenden Photosphäre stammt und nun an den freien Elektronen der Korona gestreut wird. Zusätzlich zu dieser kontinuierlichen Strahlung sendet die innere Korona bei bestimmten Wellenlängen Licht aus, das von den ionisierten Atomen stammt und darum für ihre Zusammensetzung aus den chemischen Elementen kennzeichnend ist.

In der äußeren Korona, die sich noch weitere zehn Sonnenradien ins All erstreckt, dominiert wiederum kontinuierliche Strahlung, die auf Streuung des Photosphärenlichtes an interplanetarem Staub zurückzuführen ist (der Radius der Sonne beträgt etwa 700000 Kilometer). Diese dritte Komponente ist sehr homogen und über lange Zeit konstant, so daß sie sich aus den Meßdaten "herausrechnen" läßt; auf diese Weise erhalten die Astronomen Informationen über die beiden erstgenannten Komponenten, die von der Aktivität der Sonne abhängen.

Aus dem Spektrum der sogenannten Emissionslinien der Korona lassen sich die Temperatur und die Bewegung des hochionisierten Sonnengases ermitteln. Im thermodynamischen Gleichgewicht ist die Breite der Spektrallinien ein Maß für die thermische Bewegung der Ionen, und man kann deren Geschwindigkeit berechnen. Es zeigt sich jedoch, daß die Linien noch breiter sind, als bei der Temperatur von einer Million Kelvin zu erwarten wäre. Das heißt: Ein Teil der kinetischen Energie der Ionen in der Korona ist nicht nur auf Wärme, sondern auf eine zusätzliche Kollektivbewegung zurückzuführen. Diese entsteht infolge magnetohydrodynamischer Wellen, die sich parallel zum Magnetfeld der Sonne ausbreiten. Man bezeichnet diesen An-teil der Geschwindigkeit als "nichtthermisch".

Bei einer Sonnenfinsternis lassen sich die von solchen Wellen hervorgerufenen Strukturen besonders einfach untersuchen. Nach bisheriger Kenntnis breiten sich die magnetohydrodynamischen Wellen um so schneller aus, je dünner das Gas ist. Weil sich die Korona nach außen hin rasch verdünnt, sollte die Geschwindigkeit der Wellen also rasch ansteigen und damit die auf den nichtthermischen Anteil zurückzuführende Breite der Emissionslinien zunehmen. Unsere Arbeitsgruppe wird während der Sonnenfinsternis am 11. August versuchen, diese Hypothese zu verifizieren.

Ebenfalls noch nicht abschließend geklärt ist, wie die Wellen ihre Energie auf das Plasma der Korona übertragen. Möglicherweise geschieht dies durch eine Art magnetischen Widerstand – also auf ähnliche Weise, wie durch mechanische Reibung Wärme entsteht.

Noch bei keiner früheren Sonnenfinsternis konnte dieser Mechanismus im Detail aufgeklärt werden. Frühere Beobachtungen mit dem sogenannten Lyot-Koronographen am Observatorium von Sacramento Peak (New Mexico) konnten nur den innersten Bereich der Korona erfassen. Aus ihnen folgerten Forscher immerhin, daß der eigentlich interessante Bereich mehr als einen Sonnenradius von der Oberfläche entfernt sein mußte – und diese Zone wird während der bevorstehenden totalen Sonnenfinsternis sichtbar sein.

Die Strukturen der Korona hängen wesentlich von den Vorgängen in der darunterliegenden Chromosphäre und in der Übergangszone zwischen beiden Bereichen ab. Deckt der Mond bei der Finsternis die Chromosphäre ab, kann man mit einer CCD-Kamera strukturelle Details untersuchen, die wärmer als die Photosphäre, aber kälter als die Korona sind. Dank raffinierterer Technik lassen sich heute Einzelheiten auflösen, die kleiner als ein bis zwei Bogensekunden sind. Während einer totalen Sonnenfinsternis im Jahre 1991 konnten so mit dem 3,60-Meter-Teleskop auf Hawaii eine Vielzahl hochaufgelöster Aufnahmen gewonnen werden, welche die dynamischen Veränderungen in der Korona offenbarten (Bild Seite 55 unten).

Bei derselben Sonnenfinsternis ergab die Analyse der Wasserstoff-Emissionslinien, daß es sehr nahe der Sonnenoberfläche kleine, kalte Strukturen geben muß. Die kleinste maß 0,4 Bogensekunden und währte rund 40 Sekunden.

Weiterentwicklungen der Meßtechnik werden es bald ermöglichen, solche kurzlebigen turbulenten Prozesse in der Sonnenatmosphäre räumlich und zeitlich noch besser aufzulösen. Damit dürfte man dem Ziel, die physikalischen Vorgänge in der Korona aufzuklären, erheblich näher kommen. Die Astronomen werden deshalb auch weiterhin totale Sonnenfinsternisse nutzen, um unser Zentralgestirn noch besser verstehen zu lernen.

Literaturhinweise


Sonne. Der Stern in unserer Nähe. Sterne und Weltraum, Special 4. Verlag Sterne und Weltraum, Heidelberg 1999.

Schwarze Sonne, roter Mond. Die Jahrhundertfinsternis. Von Rudolf Kippenhahn und Wolfram Knapp. DVA, Stuttgart 1999.

Die Sonne. Stern unserer Erde. Von Kenneth R. Lang. Springer, Berlin 1996.

Im World Wide Web sind deutschsprachige Informationen über die Sonnenfinsternis am 11. August 1999 zugänglich, beispielsweise unter www.spektrum.de/Sonnenfinsternis99.html und www.mpia-hd.mpg.de/suw


Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 1999, Seite 54
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