Die Entstehung einer Sonnenfinsternis
Die totale Bedeckung eines Himmelskörpers durch einen anderen wird Eklipse genannt. Der kleine Mond ist in der Lage, die große Sonne zu bedecken, weil die scheinbaren Größen fast identisch sind. Der Größenunterschied wird durch die Erdnähe wieder ausgeglichen.
Steht der Mond in Konjunktion, also zwischen Erde und Sonne, dann kann es zu einer Sonnenfinsternis kommen. Aufgrund der Bahnneigung des Mondes folgt nicht bei jeder Neumondphase eine Finsternis. Nur wenn sich die Mondbahnebene und Ekliptikebene schneiden, tritt dieses Phänomen auf.
Es gibt drei Arten von Sonnenfinsternissen: totale, partielle und ringförmige.
Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist die Photosphäre ganz verdeckt. Sobald das letzte Stück der hellen Scheibe verdeckt ist, wird die Atmosphäre der Sonne schlagartig sichtbar, und, zusammen mit den gerade vorhandenen Protuberanzen, die Chromosphäre und die Korona. Der Himmel ist nun so dunkel, dass Planeten und helle Sterne sichtbar werden; die Temperatur fällt rapide: Der Effekt ist in jeder Hinsicht spektakulär. Die Zone des Mondschattens, in der die totale Finsternis zu sehen ist, ist leider niemals breiter als 272 km und davon maximal 7 Minuten und 40 Sekunden beobachtbar.
Zu beiden Seiten des Kernschattens ist die Sonnenfinsternis nur partiell, so dass das großartige Phänomen der totalen Finsternis dort nicht beobachtet werden kann. Viele partielle Sonnenfinsternisse entstehen aber unabhängig von einer totalen Sonnenfinsternis. Schließlich gibt es noch die ringförmigen Sonnenfinsternis, wenn zwar Position von Mond, Erde und Sonne perfekt ist, der Mond aber seine größte Entfernung zur Erde hat. Seine Scheibe ist dann nicht groß genug, um die Photosphäre ganz zu verdecken, so dass sich rund um die dunkle Masse des Mondes noch ein Ring von Sonnenlicht zeigt.
