Hauptmenü öffnen

Mondfinsternis

Ereignis, bei dem der Mond vom Schatten der Erde bedeckt wird
Fotomontage von Aufnahmen der totalen Kernschattenfinsternis vom 28. August 2007 (rechts länger belichtete Aufnahmen)
Schema des Verlaufs der totalen Kernschattenfinsternis vom 28. August 2007 im Stundenabstand
Kern- und Halbschatten der Erde
(nicht maßstabsgetreu)

Während einer Mondfinsternis (österreichisch: Mondesfinsternis)[1] durchquert der Mond den Schatten, den die von der Sonne beleuchtete Erde in den Weltraum wirft. Dieses astronomische Ereignis findet statt, wenn Sonne, Erde und Mond hinreichend genau auf einer Linie liegen.

Der Schatten der Erde hat einen kreisförmigen Kernschatten, in dem die Sonne von der Erde völlig verdeckt ist, umgeben von einem kreisringförmigen Halbschatten, in dem die Sonne teilweise bedeckt ist. Umgangssprachlich wird mit Mondfinsternis der Fall bezeichnet, in dem der Mond ganz oder teilweise durch den Kernschatten läuft. Dann ist der kreisförmige Schatten der Erde auf der Mondscheibe deutlich wahrzunehmen. Je nachdem, ob der Mond ganz oder nur teilweise in den Schatten eintaucht, wird zwischen totalen und partiellen Finsternissen unterschieden. Pro Jahrhundert ereignen sich im Durchschnitt etwa 154 solcher Kernschattenfinsternisse. In der Astronomie werden auch die weniger auffälligen Ereignisse gezählt, bei denen der Mond lediglich den Halbschatten durchläuft. Diese Halbschattenfinsternisse finden etwa 88-mal pro Jahrhundert statt.

Da während einer Mondfinsternis von der Erde aus gesehen Sonne und Mond sich gegenüberstehen müssen, kann diese nur bei Vollmond eintreten. Durch die Neigung der Mondbahn gegenüber der Erdbahn pendelt der Mond von der Erde aus gesehen am Fixsternhimmel um die Ekliptik. Bei jedem Umlauf durchläuft der Mond diese Ebene der Erdbahn zweimal. Geschieht dies innerhalb weniger Stunden vor oder nach Vollmond, findet eine Mondfinsternis statt.

Inhaltsverzeichnis

GrundlagenBearbeiten

Entstehung von MondfinsternissenBearbeiten

 
Konstellationen für Mond- und Sonnenfinsternisse (Erdbahn als großer Kreis, Mond­bahn als kleine Kreise):
Eine Mondfinsternis kann bei den Mondstellungen 1 und 4, eine Sonnenfinsternis bei 2 und 3 entstehen.
(nicht maßstabsgetreu, Neigung der Mondbahn vergrößert)

Bei Vollmond steht der Mond in Opposition zur Sonne. Er befindet sich dabei meist nicht in der Ebene der Umlaufbahn der Erde um die Sonne (Ekliptik), da die Ebene der Umlaufbahn des Mondes reichlich 5° gegenüber der Ekliptik geneigt ist. Nur wenn der Mond zu Vollmond einem der beiden gedachten Schnittpunkte von Ekliptikebene und Mondbahn, Mondknoten genannt, hinreichend nahe ist, ereignet sich eine Mondfinsternis.

Von einer Mondfinsternis bis zum folgenden Vollmond vergeht rund ein synodischer Monat als mittlere Dauer einer Lunation. In manchen Fällen kann sich nun wieder eine Mondfinsternis ereignen, in den meisten Fällen jedoch nicht, da der Abstand zum Mondknoten zu groß ist. Der Mond durchläuft dann den Knoten nicht mehr zu Vollmond, und die sogenannte Knotenlinie – die gedachte Verbindung zwischen den beiden Mondknoten – ist daher nicht mehr auf die Sonne gerichtet. Somit findet bei diesem Umlauf des Mondes keine Finsternis statt. Beim sechsten Vollmond in Folge aber hält sich der Mond wieder recht nahe bei einem der Knoten auf, diesmal dem anderen, und somit ist eine Finsternis möglich. Sie findet statt, sofern der Abstand zum Knoten wieder so gering ist, dass eine gewisse Knotendistanz, das Finsternis-Limit genannt, unterschritten wird.

Nach den sechs Lunationen, die mit etwa 177 Tagen etwas weniger als ein halbes Jahr dauern, hat die Erde also noch nicht die Hälfte ihrer Bahn (oder 180°) absolviert. Auch der Gegenknoten liegt nach dieser Zeit nicht genau gegenüber der Ausgangsstellung, denn die Knotenlinie hat sich leicht gegenläufig gedreht und zeigt schon nach etwa 173 Tagen (ein halbes Finsternisjahr) wieder zur Sonne.

 
Semester-Zyklus aus neun Mondfinsternissen (−4 bis +4)

Bezogen auf die Knotenpassage ist der Vollmond mithin nach sechs Mondphasenzyklen um etwa vier Tage verspätet, und der Knotenabstand hat sich um einen Betrag von etwa 4° (auf der Ekliptik gemessen) verändert. Wenn die Distanz gemessen zum Knotenpunkt größer als ungefähr 4,7° geworden ist, befindet sich der Mond nicht mehr total innerhalb des Kernschattens, es kann aber zu einer partiellen Kernschattenfinsternis kommen. Über etwa 10,6° Knotendistanz läuft der Mond nicht mehr durch den Kernschatten und es sind nur noch Halbschattenfinsternisse möglich, jenseits von etwa 16,7° befindet er sich auch außerhalb des Halbschattens.

Mit einer unauffälligen Finsternis durch den Halbschatten hört somit ein solcher Zyklus von knapp halbjährlich einander folgenden Finsternissen auf und ein Semester-Zyklus – mit der Finsternisperiode von etwa 177 Tagen der Basis-Zyklus aller Finsterniszyklen – ist beendet. Manchmal aber liegt gegen Ende eines Semesterzyklus – wie in der Abbildung dargestellt – schon der um eine Lunation frühere Vollmond innerhalb des (westlichen) Finsternis-Limits. Mit dieser Finsternis hat dann bereits ein neuer Semesterzyklus begonnen. Dessen nächste Finsternis findet fünf Lunationen nach der letzten Finsternis des vorherigen Zyklus statt.

Bei den ersten Finsternissen eines Zyklus nähert sich der Vollmond dem Knoten sukzessive, erreicht den kleinsten Abstand (als auffälligstes Ereignis) und entfernt sich wieder, bis das östliche Finsternis-Limit überschritten und der Zyklus zu Ende ist. Ein Semesterzyklus enthält 8 bis 10 Mondfinsternisse und dauert um die 4 Jahre, wobei er sich mit anderen Semesterzyklen überschneiden kann. Mehr als die Hälfte der Ereignisse ist auffällig, zu Anfang und Ende eines Zyklus finden unauffällige Halbschattenfinsternisse statt.

SichtbarkeitBearbeiten

Im Unterschied zur Sonnenfinsternis ist eine Mondfinsternis von jedem Ort auf der Nachtseite der Erde aus zu sehen und bietet – abgesehen von der relativen Lage zum Horizont – auch überall den gleichen Anblick. Lokal gesehen, auf einen festen Ort bezogen, ist daher eine Mondfinsternis weitaus häufiger zu beobachten als eine Sonnenfinsternis. Global betrachtet, auf die Erdkugel als ganze bezogen, kommen Sonnenfinsternisse allerdings häufiger vor als die auffälligen Mondfinsternisse im Kernschatten der Erde.

Selbst für eine totale Mondfinsternis sind der genaue Zeitpunkt des Eintritts und des Austritts in bzw. aus dem Kernschatten mit einer irdischen Perspektive nicht exakt vorhersagbar. Nicht nur ist der Kernschattenrand unscharf und vom angrenzenden Halbschatten nicht leicht abzugrenzen, ein verbleibender feiner Randstreifen im Halbschatten wäre mit bloßem Auge von der Erde aus nicht sichtbar.

Schwierigkeiten der VorausberechnungBearbeiten

Die Voraussage von Finsternisterminen gehört zu den schwierigeren astronomischen Aufgaben, da bei der Bahnbestimmung der Himmelskörper Erde und Mond zahlreiche Einflüsse zu berücksichtigen sind, die periodisch schwanken oder sich in langen Zeiträumen verändern und sich als Bahnstörungen auswirken. Wegen der gegenseitigen Beeinflussung der Körper ist eine exakte Lösung für dieses Mehr-Körper-Problem nicht möglich, sondern nur eine Approximation durch numerische Verfahren der Modellierung. Inwieweit diese Annäherungen zutreffen, kann anhand von Beobachtungsdaten bestätigt beziehungsweise verbessert werden.

Der Schattenwurf der Erde stimmt zudem nicht genau mit dem geometrischen Modell überein, da die Sonne auch außerhalb ihrer als „Sonnenscheibe“ erscheinenden Photosphäre eine gewisse veränderliche Helligkeit hat (siehe Sonnenkorona und Protuberanz). Auch die Brechung des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre wird bei der Berechnung vernachlässigt.

Arten von MondfinsternissenBearbeiten

 
Arten von Mondfinsternissen und ihre hypo­thetische relative Häufigkeit, wenn Mond­bahn und Erdbahn kreisförmig wären, bei Halbschattenradius = 4,65 Mondradien und Kernschattenradius = 2,65 Mondradien

Nach der Tiefe des Eintauchens in den Erdschatten in der Phase der größten Verdunkelung des Mondes werden Kernschatten- von Halbschattenfinsternissen unterschieden, und dabei jeweils totale von partiellen.

Totale KernschattenfinsternisBearbeiten

 
Totale Kernschattenfinsternis
(27. September 2015)

Tritt der Mond während der Finsternis vollständig („total“) in den Kernschatten der Erde ein, so handelt es sich um eine totale Kernschattenfinsternis, auch totale Mondfinsternis genannt. Das durch die Luftschichten der Erdatmosphäre fallende Sonnenlicht wird nach innen gebrochen, wobei vor allem die kurzwelligen blauen Anteile durch Streuung geschwächt werden. Daher wird der Mond auch im Kernschatten der Erde noch von den langwelligen roten Anteilen erreicht und bleibt schwach sichtbar. Der Anblick des während einer Kernschattenfinsternis braun-rötlich verdunkelten Mondes wird umgangssprachlich auch Kupfermond oder Blutmond genannt. Die maximal mögliche Dauer einer totalen Mondfinsternis beträgt etwa 106 Minuten.[2]

Zentrale (Kernschatten-)FinsternisBearbeiten

Berührt der Mond nicht nur den Kernschatten, sondern auch die zentrale Linie des Kernschattens, spricht man von einer zentralen Finsternis. Dabei handelt es sich immer um eine totale Kernschattenfinsternis, da der Durchmesser des Mondes immer deutlich kleiner als der Radius des Kernschattens ist.

Partielle KernschattenfinsternisBearbeiten

 
Partielle Kernschattenfinsternis
(16. August 2008)

Tritt der Mond während der Finsternis nur teilweise („partiell“) in den Kernschatten der Erde ein, handelt es sich um eine partielle Kernschattenfinsternis. Teile des Mondes bleiben also während der gesamten Finsternisdauer außerhalb des Kernschattens; sie befinden sich entweder im Halbschatten oder sind bei schmalem Halbschatten (Mond in Erdnähe) auch überhaupt nicht verfinstert.

Der Rand des von der Erde geworfenen Kernschattens wird dabei auf der Mondoberfläche abgebildet. Wie auch zu Anfang und Ende einer totalen Kernschattenfinsternis wird die Kernschattengrenze als eine gebogene Linie sichtbar. Bereits die Griechen der Antike interpretierten dies als Schattenwurf der Erde und schlossen aus ihrem kreisförmigen Schatten, dass die Erde eine Kugel sei.

Totale HalbschattenfinsternisBearbeiten

 
Totale Halbschattenfinsternis
(14. März 2006)
 
Schematischer Verlauf einer totalen Halbschattenfinsternis
(14. März 2006)

Tritt der Mond während der Finsternis vollständig in den Halbschatten der Erde ein, ohne im Verlauf den Kernschatten zu berühren, handelt es sich um eine totale Halbschattenfinsternis. Dabei ist der dem Kernschatten zugewandte Teil des Mondes merklich dunkler als dessen abgewandter Teil. Totale Halbschattenfinsternisse sind selten, da der Ring des Halbschattens selbst im günstigsten Fall nur maximal 11 Prozent breiter als der Durchmesser des Mondes ist und der Mond nahezu passend durch den Halbschatten ziehen muss. Die letzte totale Halbschattenfinsternis fand am 14. März 2006 statt, die nächste wird am 29. August 2053 stattfinden.[3]

Ist der Halbschatten schmaler als der Durchmesser des Mondes, kann keine totale Halbschattenfinsternis auftreten, es sind nur partielle Halbschatten- oder partielle Kernschattenfinsternisse möglich. In sehr seltenen Fällen (wie am 25. April 2013) kann es passieren, dass selbst in der Phase der maximalen Bedeckung sich der Mond gleichzeitig teilweise im Kernschatten, im Halbschatten und außerhalb des Schattens befindet.

Partielle HalbschattenfinsternisBearbeiten

Tritt der Mond während der Finsternis nur teilweise in den Halbschatten der Erde ein, handelt es sich um eine partielle Halbschattenfinsternis. Der Mond wird dabei kaum merklich verdunkelt. Erst ab einer penumbralen Magnitude von 0,7 wird mit freiem Auge eine Verfinsterung der dem Kernschatten zugewandten Seite sicher erkennbar.[3] Partielle Halbschattenfinsternisse des Mondes sind relativ häufig. Da dessen Durchmesser annähernd so groß wie der Ring des Halbschattens der Erde breit ist, tritt sie etwa genauso häufig wie partielle Kernschattenfinsternisse auf.

HäufigkeitBearbeiten

Im über mehrere Jahrhunderte gemittelten Durchschnitt sind Halbschattenfinsternisse ungefähr halb so häufig wie Kernschattenfinsternisse (37 Prozent bzw. 63 Prozent; etwa 88 bzw. 154 Ereignisse pro Jahrhundert). Kernschattenfinsternisse treten etwas weniger oft als totale denn als partielle Finsternisse auf (29 Prozent bzw. 34 Prozent aller Mondfinsternisse; etwa 70 bzw. 84 Ereignisse pro Jahrhundert).[3]

Im 21. Jahrhundert sind allerdings deutlich mehr totale (85) als partielle (57) Kernschattenfinsternisse zu erwarten,[3] denn der Mond durchläuft in diesem Jahrhundert häufiger als im Durchschnitt bei Vollmond nahe der Erde deren breiteren Schatten.

KenngrößenBearbeiten

 
Magnitude der Finsternisarten
(rot gezeichnete Strecke je im Verhältnis zum Monddurchmesser).

Magnitude (oder Größe)Bearbeiten

Die Magnitude oder Größe einer Mondfinsternis ist ein Maß für die Eindringtiefe des Mondes in den Erdschatten. Auf einer durch die Mitte des Schattens und die Mondmitte gelegten Geraden wird der Abstand gemessen zwischen dem schattenzentrumnäheren Mondrand und dem mondnäheren Schattenrand. Der zum Monddurchmesser ins Verhältnis gesetzte Messwert stellt die Magnitude der Finsternis dar.

Für Kernschattenfinsternisse wird das Eindringen in den Kernschatten (lat. umbra) gemessen. Im Mittel ist der Kernschattendurchmesser etwa 2,63 mal so groß wie der Monddurchmesser; bei diesem Verhältnis kann die umbrale Magnitude zwischen 0 und 1,815 variieren. Werte zwischen 0 und 1 kennzeichnen eine partielle, Werte ab 1 eine totale Finsternisform.

Für Halbschattenfinsternisse wird das Eindringen in den Halbschatten (lat. penumbra) gemessen. Das Verhältnis von Halbschattenbreite und Monddurchmesser beträgt im Mittel um die 1,03. Bei einer partiellen Halbschattenfinsternis liegt die penumbrale Magnitude zwischen 0 und 1. Werte ab 1 kennzeichnen eine totale Halbschattenfinsternis; sie kann nur eintreten, wenn der Halbschatten mindestens so breit wie der Mond ist.

Danjon-SkalaBearbeiten

Totale Kernschattenfinsternisse lassen sich auch durch die Helligkeit und Färbung des Kernschattens infolge des von der Erdatmosphäre gebrochenen Lichtes charakterisieren. Abhängig vom Verschmutzungsgrad der Atmosphäre (insbesondere der Stratosphäre) zeigen sich Unterschiede, zum Beispiel können nach explosiven vulkanischen Eruptionen mit starkem Ascheausstoß dunkle oder sehr dunkle Finsternisse auftreten. André Danjon hat folgende einfache Skala vorgeschlagen, um die beobachtete Helligkeit (als Parameter L) zu kennzeichnen, die nach ihm benannte Danjon-Skala:

L = 0:  sehr dunkle Finsternis; Mond fast unsichtbar, besonders in der Mitte der Totalität
L = 1:  dunkle Finsternis; graue oder bräunliche Färbung; Details der Mondoberfläche nur schwierig erkennbar
L = 2:  tiefrote oder rostrote Finsternis, mit einem sehr dunklen Zentrum, aber relativ hellem Rand des Kernschattens
L = 3:  ziegelrote Finsternis, gewöhnlich mit einem hellen oder gelblichen Rand des Kernschattens
L = 4:  sehr helle kupferrote oder orange Finsternis mit einem sehr hellen bläulichen Kernschattenrand.

BerechnungBearbeiten

Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des ErdschattensBearbeiten

Eine wesentliche Größe zur Beschreibung einer Mondfinsternis ist der üblicherweise als Winkeldistanz (Sehwinkel) angegebene Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens. Scheitelpunkt des Sehwinkels ist der Mittelpunkt der Erde.[4] Bezugsachse ist die von der Sonne durch den Mittelpunkt der Erde zum Mittelpunkt des Erdschattens führende Gerade. Sie ist die Polachse des zur Darstellung des Sehwinkels als Referenzsystem verwendeten sphärischen Koordinatensystems.

Ausgangsgrößen der Berechnung[5][6] sind die äquatorialen Winkelkoordinaten (Ephemeriden) der Sonne und des Mondes, deren Rektaszension   und Deklination  .

Die positive Seite der Polachse zeigt in Richtung zum Mond (weg von der Sonne, hin zur Gegensonne). Somit ergeben sich die äquatorialen Winkelkoordinaten   und   der Polachse aus den Ephemeriden der Sonne wie folgt:

 

Bei der Transformation zwischen Winkelkoordinaten werden in einem Zwischenschritt die jeweiligen kartesischen Koordinaten ineinander umgerechnet. Da nur der zusammenfassende Sehwinkel zu ermitteln ist, kann bereits die Resultierende aus der x- und der y-Koordinate des Mondes im Referenzsystem (z-Achse = Polachse) gebildet und daraus sofort der Sehwinkel errechnet werden. Die Richtungen der x- und y-Achse sind in diesem Fall beliebig. Im Folgenden ist die y-Achse in der Äquatorebene verblieben. Sie zeigt nach Osten, und die x-Achse ergänzt ein Rechtssystem:

 

Diese kartesischen Koordinaten sind auf den Abstand   zwischen Erde und Mond normiert.

Der gesuchte Sehwinkel   für den Abstand des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens ist:

 
Berechnung von x und y

Zur Berechnung werden die äquatorialen Koordinaten des Einheitsvektors zur Mondposition und die Drehmatrix für die Koordinatendrehung aus dem äquatorialen ins Bezugs-System benötigt und miteinander multipliziert:

Mond-Einheitsvektor: [7]

 

Drehmatrix: [8]

 

Multiplikation:

 
 
Sehwinkel der Schattenradien fi und der Kontakte Li

Radien des Erdschattens und Sehwinkel für KontakteBearbeiten

Die Radien   und   von Kern- und Halbschatten können ebenfalls als Sehwinkel angegeben werden. Sie werden als Konstante betrachtet, da sich die Abstände zwischen Sonne, Erde und Mond während einer Finsternis fast nicht ändern. Zusammen mit dem Mondradius   (ebenfalls als Sehwinkel angegeben) lassen sich diejenigen Abstände   (  in nebenstehender Skizze) des Mondes vom Mittelpunkt des Erdschattens berechnen, die die Kontakte des Mondes mit den Schattenrändern kennzeichnen:

      Ein- und Austritt des Mondes in aus den Halbschatten
      Ein- und Austritt des Mondes in aus den Kernschatten
      Beginn und Ende der totalen Finsternis

Aus einer in engen Zeitintervallen berechneten Reihe von Positionen des Mondes im Erdschatten lassen sich die zu den vorgegebenen Sehwinkeln   gehörenden Kontaktzeiten interpolieren.

Berechnung von   und  
 
Geometrie des Kernschattens[5]

Als Parallaxen   und   angegebenen Entfernungen der Sonne und des Mondes von der Erde sind Sehwinkel. Ebenfalls als Sehwinkel   ist der Radius der Sonne angegeben.

Aus dem Dreieck EM'V2 folgt

  ,

und aus dem Dreieck ES'V2 folgt

  .

Dann ist:

  .

  ist mithilfe einer analogen Skizze[5] (die Sonne und Erde tangierenden Randlinien des Halbschattens kreuzen sich zwischen Sonne und Erde im Punkt V1) und mit analogem Rechnen zu ermitteln.

Astronomische ElementeBearbeiten

Die Größen  ,  ,  ,  ,  ,  ,   und   sind astronomische Elemente, die gelegentlich[5] auch „Besselsche Elemente einer Mondfinsternis“ genannt werden. Zu den vorwiegend bei der Behandlung von Sonnenuhren in einem Zwischenschritt formulierten Besselschen Elementen besteht aber nur ein rechnerisch formaler und kein sachlicher Zusammenhang. Dieser besteht auch nur bei zwei von in beiden Fällen acht astronomischen Elementen: Die Ausdrücke für die Elemente x und y haben als Ergebnis einer Koordinatentransformation nur die gleiche Grundform, und das jeweils zugehörende Koordinatensystem ist nicht identisch mit dem anderen.

Optische Effekte während einer MondfinsternisBearbeiten

Rötliche FarbeBearbeiten

Der bei einer totalen Finsternis vollständig im Kernschatten der Erde liegende Mond ist noch schwach als rötlich gefärbter Blutmond erkennbar. Ursache ist, dass das Sonnenlicht, das den Mond erreicht, einen teilweise mehrere hundert Kilometer langen Weg durch die Erdatmosphäre hinter sich hat. Durch Rayleigh-Streuung an den Molekülen der Erdatmosphäre werden die kurzwelligen blauen Anteile vom weißen Sonnenlicht deutlich stärker in andere Richtungen gestreut als die langwelligen roten Anteile. Dadurch besteht das die Erdatmosphäre passierende Licht fast nur noch aus rötlichen Anteilen. Durch die Atmosphäre wird das Sonnenlicht um maximal 2,2° nach innen abgelenkt[9] (siehe auch terrestrische Refraktion). Daher dringt es teilweise in den Kernschatten der Erde ein und trifft somit auch auf die Mondoberfläche.

Die folgenden Abbildungen zeigen dasselbe Bild einer Mondfinsternis beim Austritt aus dem Kernschatten in den drei Primärfarben Rot, Grün und Blau. Im vom direkten weißen Sonnenlicht getroffenen Bereich links haben alle drei Primärfarben eine hohe Intensität. Nach rechts, in Richtung Kernschattenzentrum, nimmt die Intensität bei allen drei Farben ab. Die rechte Mondhälfte wird allerdings kaum noch von blauem Licht erreicht, und das grüne Licht ist im rechten Mondviertel äußerst schwach. Im Kernschatten sind also praktisch fast ausschließlich die roten Lichtanteile vorhanden, die für die Namensgebung eines Blutmondes ursächlich sind.

HelligkeitBearbeiten

Bei einer zentralen Finsternis nimmt die scheinbare visuelle Helligkeit des Mondes von etwa −12m,5 auf etwa +2m um etwa den Faktor 600 000 ab. Im Zentrum des Kernschattens beträgt die Abnahme der Intensität (die Helligkeitsabnahme, die ein Beobachter auf der Mondoberfläche feststellen würde) sogar 1 bis 2 Millionen, rund hundertmal mehr als bei einer totalen Sonnenfinsternis.

 
Theoretische Lichtkurve mvis einer Mond­finsternis in Abhängigkeit von der Magnitude (zum Vergleich Messdaten von Mallama)

Die Mondfinsternisse der vergangenen Jahre waren überwiegend hell, um L = 3, was auf eine verhältnismäßig saubere Stratosphäre schließen lässt. Nach dem Ausbruch des Vulkans Pinatubo im Jahre 1991 wurden teilweise sehr dunkle Finsternisse beobachtet. Bei einer solchen Finsternis kann die Mondhelligkeit bis auf etwa +5m abfallen, entsprechend einem Faktor von 10 Millionen. Um etwa denselben Faktor nimmt auch die Intensität im Zentrum ab; die untere Grenze wird durch das Licht der Korona der Sonne bestimmt, die durch die Erde nur teilweise verdeckt wird. Somit ermöglicht die Farbe und Helligkeit des verfinsterten Mondes Rückschlüsse auf die Reinheit der Erdatmosphäre. Heute ist diese Methode jedoch überholt, da Messungen von Satelliten oder Flugzeugen aus viel genauere Informationen über Verunreinigungen der Luft liefern als die reine optische Abschattung dies erlaubt.

Vergrößerung des ErdschattensBearbeiten

 
unscharfer, diffus verwaschener Kernschattenrand bei der Finsternis im Juli 2018, 21:19 UTC nach Ende der Totalität

Ein weiterer interessanter Effekt ist die Erdschattenvergrößerung. Wer schon eine Mondfinsternis teleskopisch verfolgt hat, wird unschwer festgestellt haben, dass die Kontaktzeiten oft von den gerechneten Werten abweichen. In der Tat erscheint der Schattenkegel der Erde wegen der Atmosphäre etwa 2 Prozent größer, ein Effekt, auf den bereits Philippe de La Hire im frühen 18. Jahrhundert hinwies. Der Kernschattenrand erscheint nicht scharf, sondern diffus verwaschen.

Fotografische AufnahmeBearbeiten

Eine fotografische Aufnahme des Mondes im Kernschatten stellt wegen der geringen Leuchtdichte eine vergleichsweise anspruchsvolle Aufgabe dar. Je nach Aufnahmebedingungen liegt der Belichtungswert deutlich unter 1 EV.

Je größer der Höhenwinkel des Mondes bei der Aufnahme ist, desto geringer sind atmosphärische Störungen, die dazu führen, dass Konturen in den Bildern verwaschen werden. Gleichermaßen nimmt auch die Lichtabschwächung durch die Extinktion in der Erdatmosphäre mit zunehmendem Abstand von Horizont ab.[10]

EntfernungseinstellungBearbeiten

In der Praxis kann das Objektiv wegen der sehr großen Entfernung in der Regel auf „unendlich“ eingestellt werden. Da der Mond sehr weit entfernt ist, muss das Objektiv für Aufnahmen, die von Menschen betrachtet nicht als unscharfes Bild empfunden werden sollen, mindestens auf die hyperfokale Distanz eingestellt werden. In diesem Fall werden alle Objekte zwischen der halben hyperfokalen und unendlicher Distanz hinreichend scharf abgebildet. Bei Bildern, die technisch ausgewertet oder von denen Ausschnitte verwendet werden sollen, muss die Entfernung entsprechend den Anforderungen gegebenenfalls noch genauer eingestellt werden.

BelichtungszeitBearbeiten

Wenn die Kamera mit der Erdoberfläche bewegt wird, verschiebt sich der Bildort des Mondes mit der Zeit, so dass sich im Bild eine Bewegungsunschärfe ergibt. Dies kann kompensiert werden, indem die Kamera mit einer geeigneten Vorrichtung um die Erdachse mitgedreht wird. Alternativ können auch bewegliche Bildsensoren zu diesem Zweck eingesetzt werden (siehe zum Beispiel „Astro Tracer“ der Pentax K-1).[11]

Ansonsten muss die maximale Belichtungszeit   so weit begrenzt werden, dass die Bewegungsunschärfe nicht erkennbar ist. Bei vorgegebenem Bildwinkel   in Grad kann hierzu die folgende Faustformel angewendet werden, um die maximale Belichtungszeit in Sekunden abzuschätzen:[12]

 

Bei einer feststehenden, omnidirektionalen Kamera (Bildwinkel = 360°) sind somit Aufnahmen mit einer Belichtungszeit von einer Minute möglich, wenn keine vergrößerten Bildausschnitte verwendet werden sollen. Formatfüllende (quadratische) Aufnahmen des Mondes mit einem diagonalen Bildwinkel von 0,7° können jedoch nur mit einer Belichtungszeit von gut einer Zehntelsekunde aufgenommen werden, wenn die Kamera während der Aufnahme nicht mitbewegt wird.

Bei digitalen Steh- und Bewegtbildaufnahmen mit längeren Belichtungszeiten ist zu beachten, dass sich der Bildsensor im Betrieb erwärmt und das Bildrauschen mit steigender Temperatur deutlich zunimmt. Ferner nimmt bei vielen Bildsensoren, wie zum Beispiel Active Pixel Sensoren, das Bildrauschen mit der Belichtungszeit zu. Für eine Bilderzeugung mit hohem Signal-Rausch-Verhältnis kann der Bildsensor passiv oder aktiv gekühlt werden. Ansonsten können mehrere Bilder mit begrenzter Belichtungszeit aufgenommen und später softwaretechnisch zusammengefügt werden („Stacking“, siehe unten). Zu kurze Belichtungszeiten erzeugen aufgrund der vielen Einzelaufnahmen allerdings vermehrtes Ausleserauschen, so dass ein Kompromiss gefunden werden muss.[13]

BlendenzahlBearbeiten

Da sehr wenig Licht zur Verfügung steht, empfiehlt es sich, möglichst kleine Blendenzahlen und somit große Blendenöffnungen zu wählen, damit für die Aufnahme möglichst viel Licht eingefangen werden kann.

Da die Abbildungsqualität von optischen Systemen bei großer Öffnungsweite durch Abbildungsfehler begrenzt wird, ist es empfehlenswert, optische korrigierte Objektive oder Teleskope einzusetzen, wie zum Beispiel Asphären zur Reduktion der sphärischen Aberration oder Apochromaten zur Reduktion der chromatischen Aberration. Der Farbquerfehler kann bei modernen digitalen Kamerasystemen automatisch kompensiert werden.

FarbtemperaturBearbeiten

Die Farbtemperatur kann bei Farbaufnahmen entsprechend dem weiß-neutralen Wert des vom Vollmond reflektierten Lichtes auf zirka 4100 Kelvin eingestellt werden. Höhere Werte, wie zum Beispiel der Wert für das direkte Sonnenlicht von 5500 Kelvin, ergeben Bilder mit stärkerem roten Anteil, der der subjektiven Assoziation zur Farbe von Blut häufig näher kommt.

StackingBearbeiten

Um die Lichtausbeute zu erhöhen, können mit Bildsensoren Serienbilder aufgenommen werden, die anschließend softwaremäßig deckungsgleich übereinandergelegt und zusammengesetzt werden (englisch: „stacking“). Dies hat den Vorteil, dass jedes einzelne Bild hinreichend frei von Bewegungsunschärfe sowie von mit der Belichtungszeit anwachsenden Signalstörungen ist, aber dennoch deutlich mehr Licht für die zusammengesetzte Aufnahme zur Verfügung steht. Hierdurch ergibt sich ein deutlich besseres Signal-Rausch-Verhältnis und somit weniger Bildrauschen sowie ein größerer Dynamikumfang.

MondfinsternisseBearbeiten

Totale Mondfinsternisse zwischen 1900 und 2100 ab 100 Minuten DauerBearbeiten

Datum Dauer Datum Dauer Datum Dauer
4. Aug. 1906 1h 41m 6. Jul. 1982 1h 46m 26. Jun. 2029 1h 42m
16. Jul. 1935 1h 40m 16. Jul. 2000 1h 46m 7. Jul. 2047 1h 40m
26. Jul. 1953 1h 41m 15. Jun. 2011 1h 40m 17. Jun. 2076 1h 41m
25. Jun. 1964 1h 41m 27. Jul. 2018 1h 43m 28. Jun. 2094 1h 41m

Das Datum gibt jeweils den Tag an, auf den die Mitte der Finsternis in Weltzeit fällt.

Alle Mondfinsternisse der Jahre 2014 bis 2020Bearbeiten

Datum Art Größe Eintritt Beginn
Totalität
Maxi-
mum
Ende
Totalität
Austritt Sichtbarkeit
10° östl. Länge
siehe
p u Halb Kern Kern Halb
15. Apr. 2014 Kern, total 2,318 1,291 04:53 05:58 07:06 07:47 08:24 09:33 10:37 nicht sichtbar [14]
8. Okt. 2014 Kern, total 2,146 1,166 08:15 09:14 10:25 10:55 11:24 12:34 13:33 nicht sichtbar [15]
4. Apr. 2015 Kern, total 2,079 1,001 09:01 10:15 11:57 12:01 12:02 13:44 14:58 nicht sichtbar [16]
28. Sep. 2015 Kern, total 2,230 1,276 00:11 01:07 02:11 02:47 03:23 04:27 05:22 komplett [17]
23. Mrz. 2016 Halb, part. 0,775 −0,312 09:39 11:48 13:54 nicht sichtbar [18]
16. Sep. 2016 Halb, part. 0,908 −0,064 16:54 18:55 20:53 bei Mondaufgang [19]
11. Feb. 2017 Halb, part. 0,988 −0,035 22:34 00:45 02:53 vollständig [20]
7. Aug. 2017 Kern, part. 1,288 0,246 15:50 17:23 18:21 19:18 20:51 bei Mondaufgang [21]
31. Jan. 2018 Kern, total 2,294 1,316 10:51 11:48 12:52 13:31 14:08 15:11 16:08 nicht sichtbar [22]
27. Jul. 2018 Kern, total 2,679 1,609 17:15 18:24 19:30 20:23 21:13 22:19 23:29 bei Mondaufgang [23]
21. Jan. 2019 Kern, total 2,168 1,195 02:36 03:34 04:41 05:13 05:43 06:51 07:48 vollständig [24]
16. Jul. 2019 Kern, part. 1,704 0,653 18:44 20:02 21:32 23:00 00:18 vollständig [25]
10. Jan. 2020 Halb, part. 0,896 −0,116 17:07 19:11 21:12 bei Mondaufgang [26]
5. Jun. 2020 Halb, part. 0,908 −0,405 16:54 18:55 20:54 bei Mondaufgang [27]
5. Jul. 2020 Halb, part. 0,355 −0,644 03:07 04:31 05:52 vollständig [28]
30. Nov. 2020 Halb, part. 0,828 −0,262 07:32 09:44 11:53 nicht sichtbar [29]
  • part.: partielle, total: totale, Kern: Kernschatten, Halb: Halbschatten
  • Uhrzeiten in UTC (Mitteleuropäische Zeit: MEZ = UTC + 1h; Mitteleuropäische Sommerzeit: MESZ = UTC + 2h)

Alle Mondfinsternisse des letzten und des aktuellen Jahrhunderts[30][31][32]

Siehe auchBearbeiten

WeblinksBearbeiten

  Commons: Mondfinsternis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
  Wiktionary: Mondfinsternis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. Eintrag Mondesfinsternis in Duden (online).
  2. J. Meeus: More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell Inc., 2002, Kap.24 ISBN 0-943396-74-3
  3. a b c d J. Meeus, H. Mucke: Canon der Mondfinsternisse -2002 bis +2526, 3. Auflage, S. XXVI. Astronomisches Büro, Wien, 3. Auflage 1992.
  4. Dass der Scheitel des Sehwinkels bei Beobachtung von der Erdoberfläche aus ein anderer ist, bedeutet einen vernachlässigbaren Unterschied.
  5. a b c d P. Kenneth Seidelmann: Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, 2nd ed. 1992 Seite 467–470 und 428–430
  6. Siegfried Wetzel: Mondfinsternis und Besselsche Elemente? [1]
  7. Die kartesischen Koordinaten X, Y und Z des Mond-Einheitsvektors werden mit   erhalten.
  8. Die erste Drehung erfolgt um die alte Z-Achse mit  .
    Die zweite Drehung erfolgt um die neue y-Achse mit  .
    Die Drehung um die neue z-Achse entfällt:  .
  9. Jerome Meyer, Dissertation Uni Bremen, 2004 [2], Abb. 6.5, Wert verdoppelt
  10. Atmosphärische Störungen, Wikibook „Digitale bildgebende Verfahren“, Kapitel „Bildaufnahme“, abgerufen am 31. Juli 2018
  11. Kamera Pentax K-1: Spiegelreflexkamera für hohe Ansprüche, test.de vom 3. August 2016, abgerufen am 31. Juli 2018
  12. Maximale Belichtungszeit, Wikibook „Digitale bildgebende Verfahren“, Kapitel „Bildaufnahme“, abgerufen am 31. Juli 2018
  13. Sensor-Rauschen, Stemmer Imaging, abgerufen am 3. August 2018
  14. NASA: Total Lunar Eclipse of 2014 Apr 15. (PDF; 52 kB) Abgerufen am 16. Dezember 2012.
  15. NASA: Total Lunar Eclipse of 2014 Oct 08. (PDF; 52 kB) Abgerufen am 16. Dezember 2012.
  16. NASA: Total Lunar Eclipse of 2015 Apr 04. (PDF; 50 kB) Abgerufen am 5. Januar 2015.
  17. NASA: Total Lunar Eclipse of 2015 Sep 28. (PDF; 52 kB) Abgerufen am 5. Januar 2015.
  18. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2016 Mar 23. (PDF; 43 kB) Abgerufen am 5. Januar 2015.
  19. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2016 Sep 16. (PDF; 44 kB) Abgerufen am 5. Januar 2015.
  20. NASA: Lunar Eclipse of 2017 Feb 11. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  21. NASA: Lunar Eclipse of 2017 Aug 07. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  22. NASA: Lunar Eclipse of 2018 Jan 31. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  23. NASA: Lunar Eclipse of 2018 Jul 27. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  24. NASA: Lunar Eclipse of 2019 Jan 21. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  25. NASA: Lunar Eclipse of 2019 Jul 16. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  26. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2020 Jan 20. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  27. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2020 Jun 05. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  28. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2020 Jul 05. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  29. NASA: Penumbral Lunar Eclipse of 2020 Nov 30. (PDF) Abgerufen am 1. November 2017 (englisch).
  30. NASA Eclipse Web Site
  31. NASA: Lunar Eclipses: 2011–2020. Abgerufen am 10. Dezember 2011.
  32. NASA: Lunar Eclipses: 2001–2010. Abgerufen am 10. Dezember 2011.