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Mondfinsternis
Dieses astronomische Ereignis kann nur eintreten, wenn Sonne, Erde und Mond hinreichend genau auf einer Linie liegen. Von der Erde aus gesehen stehen sich Sonne …
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Definition und Entstehung
Eine Mondfinsternis entsteht, wenn der Mond den Schatten der von der Sonne beleuchteten Erde durchquert. Sonne, Erde und Mond müssen dafür hinreichend genau auf einer Linie liegen. Von der Erde aus stehen sich Sonne und Mond gegenüber; es ist Vollmond. Sichtbar ist die Finsternis überall auf der Nachtseite der Erde, wo der Mond über dem Horizont steht.
Der Erdschatten besteht aus dem äußeren Halbschatten und dem inneren Kernschatten. Umgangssprachlich ist mit „Mondfinsternis“ meist eine Kernschattenfinsternis gemeint, weil Halbschattenfinsternisse wenig auffällig sind. Je nachdem, ob der Mond vollständig oder nur teilweise in den jeweiligen Schatten eintaucht, unterscheidet man totale und partielle Finsternisse.
Die Mondbahnebene ist um reichlich 5° gegenüber der Ekliptik geneigt, also gegenüber der Bahnebene der Erde um die Sonne. Deshalb steht der Mond bei Vollmond meistens nicht genau in der Ekliptikebene. Eine Finsternis kann nur entstehen, wenn sich der Vollmond nahe einem der beiden Schnittpunkte von Mondbahn und Ekliptik befindet. Diese Schnittpunkte heißen Mondknoten.
Nach einer Finsternis vergeht bis zum nächsten Vollmond ungefähr ein synodischer Monat. Meist findet dann keine weitere Finsternis statt, weil der Abstand zum Mondknoten zu groß ist. Beim sechsten Vollmond in Folge ist der Mond wieder nahe einem Knoten; eine Finsternis ist möglich, wenn die Knotendistanz das Finsternis-Limit unterschreitet. Die sechs Lunationen dauern etwa 177 Tage. Wegen der gegenläufigen Drehung der Knotenlinie zeigt diese nach etwa 173 Tagen, einem halben Finsternisjahr, wieder zur Sonne.
Nach sechs Lunationen ist der Vollmond gegenüber der Knotenpassage um etwa vier Tage verspätet und die Knotendistanz hat sich um etwa 4° verändert. Bei mehr als 4,7° ist keine totale Kernschattenfinsternis mehr möglich, aber eine partielle Kernschattenfinsternis. Über etwa 10,6° sind nur noch Halbschattenfinsternisse möglich; jenseits von etwa 16,7° befindet sich der Mond auch außerhalb des Halbschattens. Ein Semester-Zyklus umfasst 8 bis 10 Mondfinsternisse, dauert ungefähr vier Jahre und kann sich mit anderen Zyklen überschneiden.
Arten, Häufigkeit und Kenngrößen
Bei einer totalen Kernschattenfinsternis, auch totale Mondfinsternis genannt, tritt der Mond vollständig in den Kernschatten der Erde ein. Die Totalität dauert höchstens ungefähr 1 Stunde und 46 Minuten. Bei einer zentralen Kernschattenfinsternis durchquert der Mond zusätzlich die zentrale Linie des Kernschattens; sie ist immer total, weil der Kernschatten wesentlich größer als der Mond ist.
Bei einer partiellen Kernschattenfinsternis taucht nur ein Teil des Mondes in den Kernschatten ein. Die Grenze des Erdschattens erscheint als gebogene Linie auf der Mondoberfläche. Dies war bereits für die Griechen der Antike ein Hinweis darauf, dass die Erde kugelförmig ist.
Bei einer totalen Halbschattenfinsternis befindet sich der Mond vollständig im Halbschatten, ohne den Kernschatten zu berühren. Der dem Kernschatten zugewandte Teil ist dabei merklich dunkler. Diese Form ist selten, weil der Halbschattenring selbst im günstigsten Fall höchstens 11 Prozent breiter als der Monddurchmesser ist. Die letzte totale Halbschattenfinsternis fand am 14. März 2006 statt, die nächste wird am 29. August 2053 erwartet. Bei einer partiellen Halbschattenfinsternis tritt nur ein Teil des Mondes in den Halbschatten ein; die Verdunkelung ist meist kaum erkennbar. Ab einer penumbralen Magnitude von 0,7 ist sie mit bloßem Auge sicher wahrnehmbar. Am 25. April 2013 befand sich der Mond während der größten Bedeckung gleichzeitig teilweise im Kernschatten, im Halbschatten und außerhalb des Schattens.
Im Durchschnitt entfallen 37 Prozent aller Mondfinsternisse auf Halbschatten- und 63 Prozent auf Kernschattenfinsternisse. Das entspricht etwa 88 beziehungsweise 154 Ereignissen pro Jahrhundert. Partielle Kernschattenfinsternisse machen etwa 34 Prozent aller Mondfinsternisse aus, totale etwa 29 Prozent; das sind ungefähr 84 beziehungsweise 70 Ereignisse pro Jahrhundert. Im 21. Jahrhundert werden allerdings 85 totale und 57 partielle Kernschattenfinsternisse erwartet, weil der Mond dann bei Vollmond häufiger nahe der Erde durch deren breiteren Schatten läuft.
Die Magnitude oder Größe beschreibt die Eindringtiefe des Mondes in den Erdschatten. Auf einer Geraden durch Schatten- und Mondmittelpunkt wird der Abstand zwischen dem schattenzentrumnäheren Mondrand und dem mondnäheren Schattenrand gemessen und durch den Monddurchmesser geteilt. Für Kernschattenfinsternisse liegt die umbrale Magnitude bei einem mittleren Kernschattendurchmesser von 2,63 Monddurchmessern zwischen 0 und 1,815. Werte von 0 bis unter 1 bedeuten eine partielle, Werte ab 1 eine totale Kernschattenfinsternis. Für Halbschattenfinsternisse liegt die penumbrale Magnitude bei einem mittleren Verhältnis von Halbschattenbreite zu Monddurchmesser von etwa 1,03 zwischen 0 und 1 bei einer partiellen und ab 1 bei einer totalen Finsternis.
Die Danjon-Skala beschreibt bei totalen Kernschattenfinsternissen Helligkeit und Färbung mit dem Parameter L: L = 0 bedeutet sehr dunkel und fast unsichtbar; L = 1 dunkel, grau oder bräunlich; L = 2 tiefrot oder rostrot mit dunklem Zentrum; L = 3 ziegelrot mit hellem oder gelblichem Rand; L = 4 sehr hell kupferrot oder orange mit sehr hellem bläulichem Rand.
Sichtbarkeit und Vorausberechnung
Eine Mondfinsternis ist von jedem Ort auf der Nachtseite der Erde aus sichtbar und bietet dort, abgesehen von der Höhe über dem Horizont, denselben Anblick. Für einen festen Ort ist sie daher weitaus häufiger beobachtbar als eine Sonnenfinsternis. Global betrachtet treten Sonnenfinsternisse jedoch häufiger auf als auffällige Kernschattenfinsternisse.
Der genaue Beginn und das Ende des Eintritts in den Kernschatten lassen sich aus irdischer Perspektive nicht exakt bestimmen. Der Kernschattenrand ist unscharf und nur schwer vom Halbschatten abzugrenzen; ein sehr schmaler Reststreifen im Halbschatten wäre mit bloßem Auge nicht sichtbar.
Die Vorausberechnung ist schwierig, weil bei der Bewegung von Erde und Mond zahlreiche periodisch schwankende oder langfristig veränderliche Bahnstörungen berücksichtigt werden müssen. Das Mehr-Körper-Problem besitzt keine exakte Lösung; die Bahnen werden durch numerische Modellierung angenähert. Beobachtungsdaten dienen dazu, diese Modelle zu überprüfen und zu verbessern. Außerdem weicht der tatsächliche Schattenwurf vom geometrischen Modell ab: Die Sonne ist auch außerhalb ihrer sichtbaren Photosphäre veränderlich hell, und die Brechung des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre wird in einfachen Berechnungen zunächst vernachlässigt.
Geometrische Berechnung
Eine wichtige Größe ist der Sehwinkel σ, also der Winkeldistanz des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens. Scheitelpunkt ist der Erdmittelpunkt; Bezugsachse ist die Gerade von der Sonne durch den Erdmittelpunkt zum Mittelpunkt des Erdschattens. Ausgangsdaten sind die äquatorialen Ephemeriden des Mondes und der Sonne: Rektaszension α und Deklination δ.
Die Polachse des Bezugssystems hat die Koordinaten a = αₛ + 180° und d = −δₛ. Nach der Koordinatentransformation werden die normierten kartesischen Koordinaten des Mondes berechnet:
x = sin δₘ cos d − cos δₘ sin d cos(αₘ − a) y = cos δₘ sin(αₘ − a)
Der gesuchte Sehwinkel ist näherungsweise σ ≈ sin σ = √(x² + y²). Dazu kann der Einheitsvektor der Mondposition, (X, Y, Z) = (cos δₘ cos αₘ, cos δₘ sin αₘ, sin δₘ), mit einer Drehmatrix D in das Bezugssystem überführt werden: (x, y, z)ᵀ = D · (X, Y, Z)ᵀ.
Die Schattenradien f₂ für den Kernschatten und f₁ für den Halbschatten werden ebenfalls als Sehwinkel angegeben. Mit dem Mondradius rₘ ergeben sich die Kontaktabstände: L₁ = f₁ + rₘ für Eintritt und Austritt aus dem Halbschatten, L₂ = f₂ + rₘ für Eintritt und Austritt aus dem Kernschatten sowie L₃ = f₂ − rₘ für Beginn und Ende der Totalität. Aus einer zeitlich dicht berechneten Positionsreihe des Mondes werden die Kontaktzeiten durch Interpolation bestimmt.
Mit den als Sehwinkel angegebenen Parallaxen πₛ und πₘ sowie dem Sonnenradius rₛ gilt für den Kernschatten f₂ = πₛ + πₘ − rₛ. Die tatsächlichen Schattenradien sind wegen der Erdatmosphäre größer als die rein geometrisch berechneten Radien; dies wird durch Korrekturen in den Besselschen Elementen berücksichtigt. Zu den Besselschen Elementen bestehen nur formale Beziehungen, und zwar insbesondere bei den rechnerischen Größen x und y; die verwendeten Koordinatensysteme sind nicht identisch.
Rötung und Helligkeit
Während einer totalen Kernschattenfinsternis bleibt der Mond schwach braun-rötlich sichtbar. Sonnenlicht gelangt nach einem teilweise mehrere hundert Kilometer langen Weg durch die Erdatmosphäre zum Mond. Durch Rayleigh-Streuung werden die kurzwelligen blauen Anteile stärker abgelenkt als die langwelligen roten. Das verbleibende Licht ist daher überwiegend rötlich. Die Atmosphäre lenkt das Sonnenlicht um maximal 2,2° nach innen ab, sodass es teilweise in den Kernschatten gelangt. Daher werden solche Finsternisse auch als Kupfermond oder Blutmond bezeichnet.
Bei einer zentralen Finsternis sinkt die scheinbare visuelle Helligkeit des Mondes von etwa −12,5ᵐ auf etwa +2ᵐ; sie nimmt dadurch ungefähr um den Faktor 600 000 ab. Im Zentrum des Kernschattens sinkt die Intensität sogar um den Faktor 1 bis 2 Millionen, rund hundertmal stärker als bei einer totalen Sonnenfinsternis. Nach dem Ausbruch des Vulkans Pinatubo 1991 wurden sehr dunkle Finsternisse beobachtet; die Mondhelligkeit kann dann bis etwa +5ᵐ sinken, entsprechend einem Faktor von 10 Millionen. Die untere Helligkeitsgrenze wird durch das nur teilweise verdeckte Licht der Sonnenkorona bestimmt.
Farbe und Helligkeit lassen Rückschlüsse auf die Reinheit der Erdatmosphäre zu. Die Methode ist heute allerdings überholt, weil Messungen von Satelliten oder Flugzeugen genauere Informationen über Luftverunreinigungen liefern. Die Atmosphäre vergrößert den scheinbaren Erdschatten außerdem um etwa 2 Prozent. Deshalb ist der Kernschattenrand diffus, und beobachtete Kontaktzeiten können von berechneten Werten abweichen.
Fotografische Aufnahme und Beispiele
Die geringe Leuchtdichte macht die fotografische Aufnahme einer Mondfinsternis anspruchsvoll. Für den Belichtungswert EV, die Blendenzahl k und den Belichtungsindex Sᵢ gilt als ideale Belichtungszeit t = 100 s · k²/(2ᴱⱽ · Sᵢ). Wegen des geringen Lichts sind kleine Blendenzahlen und damit große Blendenöffnungen sinnvoll. Optisch korrigierte Objektive oder Teleskope, etwa Asphären gegen sphärische und Apochromaten gegen chromatische Aberration, verbessern die Abbildungsqualität. Die Farbtemperatur kann auf etwa 4100 Kelvin eingestellt werden; 5500 Kelvin, der Wert für direktes Sonnenlicht, erzeugt einen stärkeren roten Anteil.
Das Objektiv kann wegen der großen Entfernung meist auf „unendlich“ gestellt werden. Für hinreichende Schärfe muss mindestens die hyperfokale Distanz eingestellt werden; dann werden Objekte zwischen der halben hyperfokalen Distanz und unendlich ausreichend scharf abgebildet. Bei einer feststehenden Kamera führt die Erdrotation zu Bewegungsunschärfe. Die Faustformel für die maximale Belichtungszeit lautet tₘₐₓ = α/6, wenn α der Bildwinkel in Grad ist. Bei 360° sind damit höchstens eine Minute, bei einem diagonalen Bildwinkel von 0,7° gut eine Zehntelsekunde möglich. Für die erforderliche Empfindlichkeit gilt Sᵢ = (100 s/tₘₐₓ) · k²/2ᴱⱽ. Längere Belichtungen erhöhen das Sensorrauschen; mehrere kürzere Aufnahmen können durch „Stacking“ deckungsgleich zusammengesetzt werden. Wegen eines möglichen Helligkeitsunterschieds von bis zu zwanzig Blendenstufen sind Belichtungsreihen nötig, um Hochkontrastaufnahmen zu erzeugen.
Als markante Beispiele nennt der Artikel die totale Finsternis vom 28. August 2007 und die am 7. September 2025. Die längsten totalen Finsternisse zwischen 1900 und 2100 dauerten mindestens 100 Minuten, darunter 4. August 1906 (1 h 41 min), 16. Juli 1935 (1 h 40 min), 26. Juli 1953 (1 h 41 min), 25. Juni 1964 (1 h 41 min), 6. Juli 1982 (1 h 46 min), 16. Juli 2000 (1 h 46 min), 15. Juni 2011 (1 h 40 min), 27. Juli 2018 (1 h 43 min), 26. Juni 2029 (1 h 42 min), 7. Juli 2047 (1 h 40 min), 17. Juni 2076 (1 h 41 min) und 28. Juni 2094 (1 h 41 min). In der Übersicht für 2014 bis 2026 finden sich unter anderem totale Kernschattenfinsternisse am 15. April und 8. Oktober 2014, 4. April und 28. September 2015, 31. Januar und 27. Juli 2018, 21. Januar 2019, 26. Mai und 8. November 2022, 14. März und 7. September 2025 sowie 3. März 2026; daneben sind partielle Kern- und Halbschattenfinsternisse aufgeführt.
