Bewegung von Erde und Mond
[* 2] der
Kernschatten über die Erde hinwegschreitet, liegen die Punkte mit totaler S. auf einem schmalen
Streifen, den man als Zone der
Totalität bezeichnet. Die größtmögliche
Dauer einer totalen S. für einen bestimmten Ort
beträgt noch nicht 8 Minuten. Den
Grad der Verfinsterung der
Sonne
[* 3] bei einer partiellen S. pflegt man
so zu bestimmen, daß man den scheinbaren Durchmesser der
Sonne in 12
Teile, sog.
Zolle, teilt und angiebt, wie viele
Teile verfinstert
sind; hiernach spricht man von 5zölliger, 8zölliger S. Da die
Spitze des
Kernschattens nur etwa 375000 km vom Monde liegt,
also etwa ebenso weit wie die Erde vom Mond entfernt ist, so kann es geschehen, daß die Erde, die zuweilen
über 400000 km vom Monde entfernt ist, gar nicht vom
Kernschatten selbst erreicht wird, so daß dann kein
Teil der Erde völlig
verfinstert wird.
Die Punkte der Erdoberfläche, die sich dann in oder nahe bei der
Achse des
Kernschattens befinden, sehen
die S. als eine ringförmige. Der scheinbare Durchmesser des Mondes ist dann höchstens um 3¼ Bogenminuten kleiner als der
der
Sonne. Bei partiellen S. pflegt die
Abnahme des
Tageslichts für das bloße
Auge
[* 4] keine besonders merkliche zu sein und wird
erst dann auffallend, wenn nur noch ein sehr kleiner
Teil der Sonnenscheibe
[* 5] vom Monde nicht bedeckt ist.
Das Vorbeiziehen der dunkeln Mondscheibe
vor der Sonnenscheibe in der
Richtung von Westen nach
Osten kann man schon mit Hilfe
eines geschwärzten oder dunkelfarbigen
Glases deutlich verfolgen.
Bei einer totalen S. pflegt die eintretende Dunkelheit zwar sehr auffallend zu sein, aber doch meist
nur einer starken Dämmerung zu gleichen, in der die hellern
Sterne sichtbar werden, die Nachtvögel hervorkommen und die
Tiere unruhig werden. Merkwürdig sind die roten Hervorragungen an der Sonnenscheibe (s. Protuberanzen)
und der silberweiße, ziemlich breite Schein (s. Corona),
[* 6] der sich bei totalen
S. um die
Sonne zeigt. Vor Erfindung der
Spektralanalyse
[* 7] boten die S. die einzige Gelegenheit zur Wahrnehmung der Protuberanzen;
bezüglich des
Studiums der Corona ist man noch jetzt auf die S. allein angewiesen.
Totale S. sind höchst selten und kommen an einem und demselben Orte der Erde nur etwa alle 200 Jahre
vor; im allgemeinen finden jährlich wenigstens zwei S. statt, in der Finsternisperiode von 18 Jahren 11
Tagen giebt es 41,
ein bestimmter Ort aber hat durchschnittlich nur alle zwei Jahre eine sichtbare S. Die Berechnung alter S. ist für die
Chronologie
von Wichtigkeit.
Totale oder ringförmige S. finden im 19. Jahrh. noch statt: 1896 am 9. Aug., total in
Norwegen,
[* 8] Lappland,
Rußland;
volkstümlicher
Name zweier Fische,
[* 10] eines in die Familie der
Makrelen gehörigen, auch
Petersfisch, Heringskönig
(Zeus
[* 11] faberL.) genannten, nur gelegentlich in der Nordsee auftretenden, an Europas Westküste und im
Mittelmeer häufigen echten
Knochenfisches, der die Züge der Heringe, seiner
Beute, begleitet und dessen dunklen Seitenfleck
die Legende für den Daumenabdruck des heil.
Petrus hält, der ihm den Zinsgroschen entnahm, und dann auch des zu den Haftkiemern
gehörigen Mondfisches (s. d.).
die
dunkeln, meist in Gruppen auftretenden größern und kleinern Flecken, die man
mit einem
Fernrohr
[* 12] auf der Sonnenoberfläche wahrnimmt. Sie bestehen gewöhnlich aus einem schwarzen, unregelmäßig geformten
Kern
(Umbra), der von einem grauen
Hof
[* 13] (Penumbra) umgeben ist. Ihr Aussehen bei Anwendung stärkerer Vergrößerung ist auf
Tafel:
Sonne, Fig. 1, wiedergegeben. Die Dunkelheit desKerns beruht nur auf einer Kontrastwirkung gegenüber
der intensiv hellen Sonnenoberfläche.
Photometr. Messungen haben ergeben, daß die dunkelsten
Stellen noch die Helligkeit des
Vollmondes haben. Die S. finden sich
nicht über die ganze Sonnenoberfläche verbreitet, sondern fast nur innerhalb einer Zone von 30°
Breite
[* 14] zu beiden Seiten
des Sonnenäquators. Sie nehmen an der Umdrehung der
Sonne teil, und man hat mit ihrer Hilfe die Rotationsdauer
derselben bestimmt. Abgesehen von ihrer durch die Umdrehung der
Sonne verursachten scheinbaren
Bewegung besitzen sie aber häufig
auch noch eine nicht unerhebliche wirkliche
Bewegung auf der Sonnenoberfläche.
Die Dimensionen der S. sind äußerst verschieden, sie kommen sowohl als punktartige, dann meist in größerer
Zahl bei einander liegende Gebilde vor, als auch als mächtige
Flächen von 70000 km Durchmesser und darüber. Auch die
Dauer
des nämlichen Flecks schwankt sehr. Einzelne verschwinden schon wieder kurz nach ihrem Entstehen, andere hingegen dauern
eine größere Zahl von Umdrehungen derSonne aus, während welcher Zeit sie ihr Aussehen meist erheblich
ändern.
Nur selten ist die
Sonne ganz frei von S. Die Häufigkeit derselben hat eine, zuerst von
Schwabe in
Dessau
[* 15] aufgefundene 11jährige
Periode (nach R.
Wolf genauer von 11 1/9 Jahren). Während zur Zeit der Fleckenhäufigkeit die
Sonne im ganzen Jahr
nur etwa zwei
Tage völlig fleckenfrei ist, ist sie dies zur Zeit der Fleckenarmut an 100‒200
Tagen. Eine genügende Erklärung
für diese
Periode ist noch nicht gefunden. Merkwürdig ist aber, daß in der
Größe der Schwankungen der
Magnetnadel sowie
in der Häufigkeit der Nordlichter ebenfalls eine 11jährige
Periode gefunden ist, die vollständig parallel
der Sonnenfleckenperiode läuft, so daß ein Zusammenhang zwischen beiden wohl möglich sein dürfte.
Auch über die Natur der S. ist etwas Sicheres nicht bekannt. Nach Kirchhofs sind es Wolkenbildungen in der
Photosphäre infolge
lokaler Temperaturerniedrigungen, nach
Young Höhlungen in der
Photosphäre, die mit Licht
[* 16] absorbierenden
Dämpfen und
Gasen gefüllt sind; Zöllner faßt sie als Schlackenbildungen auf, die dann ihrerseits Veranlassung zur
Bildung von
Wolken
in den darüber liegenden Schichten geben. Wahrscheinlich findet ein enger Zusammenhang zwischen
Sonnenfackeln, Protuberanzen
und S. statt, und zwar scheinen die S. da aufzutreten, wo früher Protuberanzen vorhanden waren. (S. auch
Sonne.)
Der Einfluß der S. auf die Witterung ist vielfach Gegenstand eingehender Erörterungen gewesen. Es ist
nachgewiesen worden, daß zur Zeit der Fleckenarmut die
Sonne der Erde mehr Wärme
[* 17] zustrahlt als zu
Zeiten großer Fleckenhäufigkeit.
Wahrscheinlich treten diese Wirkungen aber nur in den
Tropen hervor, während in den gemäßigten Klimaten so
¶
Sonnensystem.
¶
mehr
vielerlei andere Ursachen aus die Witterungsvorgänge einwirken können, daß der Einfluß der S. hier und da verschwindet.
Köppen hat aus den Jahresmitteln der Temperatur berechnet, daß in den Tropen die auf Fleckenminima fallenden Jahre um 0°,4
zu warm, die auf Fleckenmaxima fallenden Jahre um 0°,3 zu kalt sind. Auch auf Niederschläge sollen
die S. derart einwirken, daß die nassen Jahre mit denen großer Fleckenhäufigkeit zusammenfallen.