Über die Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis

© Copyright Antonius Schrode, Frankfurt 1999 2005

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Abstract

Es werden sämtliche Phänomene beschrieben, die anlässlich einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden können. Zum besseren Verständnis mancher Phänomene wird dazu auch in aller Kürze auf den physikalischen Aufbau der Sonne eingegangen. Ausführlich behandelt werden abschließend grundlegende Aspekte der Beobachtungstechnik.
 

1  Gefahr für die Augen

In allen Anleitungen zur Beobachtung von Sonnenfinsternissen wird auf die Gefahr hingewiesen, die bei Beobachtung der Sonne mit unzureichendem Schutz für die Augen besteht. Die "klassischen" Methoden, nämlich das rußgeschwärzte Glas, übereinander gelegte schwarze Abschnitte von Kleinbildfilmen oder dgl. sollten erst gar nicht versucht werden! Das Problem dabei ist, dass damit zwar das sichtbare Licht gut abgeschwächt werden kann, dass aber der nicht sichtbare Infrarotanteil fast ungehindert durchgelassen wird, der starke Verbrennungen der Netzhaut bewirken kann. Gut geeignet ist silberfarbene Mylarfolie oder schwarze Polymerfolie, die das infrarote und ultraviolette Licht total sperren und im sichtbaren Wellenlängenbereich eine Dämpfung von etwa 1:100.000 bewirken. Auch bei Beobachtung mit optischen Geräten (Fernrohr, Fernglas, Fotoapparat) ist ein entsprechender Schutz vorzusehen, und zwar vor dem Objektiv, damit die energiereiche Strahlung erst gar nicht in die Optik gelangen kann. Keinesfalls darf die Folie okularseitig angebracht werden, eine sofortige Zerstörung der Folie und des Auges wäre die Konsequenz (Brennglas-Effekt). Eine Schädigung der Netzhaut kann bereits in Sekundenbruchteilen erfolgen, schneller als man reagieren kann.

So viel als Warnung vorweg. Gehen Sie kein Risiko für die Augen ein! Der Erhalt des Augenlichts ist weitaus wichtiger als die Beobachtung der Sonnenfinsternis! Einzelheiten über die Beobachtungstechnik finden sich in Kapitel 3.
 

2  Phänomenologie

Die folgenden Kapitel behandeln die beobachtbaren Phänomene, insbesondere diejenigen, die während der Totalität oder kurz davor oder danach zu beobachten sind. Während der vergleichsweise kurzen Dauer der Totalität ist es fast unmöglich, allen Phänomenen volle Aufmerksamkeit zu schenken. Die Zeit vergeht viel zu schnell, und manche Phänomene dauern nur sehr kurz. Hinzu kommt eine durch die Einmaligkeit des Erlebten verursachte Ergriffenheit und Nervosität, die selbst Astronomen, die sich monatelang auf ihr Beobachtungsprogramm vorbereitet haben, vergessen ließen, die geplanten und eingeübten Handgriffe tatsächlich auszuführen. Es wird deshalb empfohlen, aus der Menge des Beobachtbaren von vornherein eine Auswahl zu treffen und sich dann, so schwer es auch fallen mag, strikt an das persönliche Beobachtungsprogramm zu halten. Eine gründliche Vorbereitung ist dazu unerlässlich, insbesondere wenn man auch noch fotografieren oder filmen oder mit dem Fernrohr oder Fernglas beobachten will. Es ist zu berücksichtigen, dass man durch die Schutzbrille von seiner Umgebung nichts sehen kann, dass man also während der partiellen Phasen für jegliche Betätigung an Geräten die Schutzbrille ab- und wieder aufsetzen muss.
 

2.1  Der Aufbau der Sonne in Stichworten

Zum besseren Verständnis einiger in den nachfolgenden Kapiteln beschriebenen Phänomene wird hier der Aufbau der Sonne in aller Kürze beschrieben.

Der Radius der Sonne beträgt bis zu ihrer für uns sichtbaren Oberflächenschicht, der Photosphäre, 700.000 km. Die effektive Strahlungstemperatur der Photosphäre liegt bei ca. 5770 K (5500 °C).

Die Energieerzeugung der Sonne entspricht einer Leistung von 3,841017 Giga-Watt und erfolgt in dem 14,5 Millionen Grad heißen Kern durch Fusion von Wasserstoff in Helium und andere Elemente. Der Massenverlust der Sonne infolge Kernfusion beträgt 4,3 Millionen Tonnen pro Sekunde (Masse der Sonne = 21030 kg = 330.000 Erdmassen). Der Druck im Kern beträgt etwa 2,21011 Hekto-Pascal, die Dichte etwa 158 g/cm³. Der Kern, in dem die Fusionsreaktionen stattfinden, hat wahrscheinlich einen Radius von etwa 160.000 km. Bis zu einem Radius von etwa 560.000 km erfolgt die Energieabfuhr vom Kern überwiegend durch Strahlung, wohingegen in der äußeren etwa 140.000 km dicken Schale Konvektion vorherrscht, die dort zu typisch chaotischen Turbulenzen führt, welche u.a. für die Granulation der sichtbaren Sonnenoberfläche verantwortlich sind.

Die im Kern erzeugten Photonen geraten im Innern der Sonne in ständige Wechselwirkung mit der dichten Materie und werden dabei ständig absorbiert und in eine zufällige Richtung erneut emittiert. Deshalb dauert es etwa eine Million Jahre bis ein im Kern erzeugtes Photon die Photosphäre erreicht, wo es die Sonne verlässt. Um die Entfernung bis zur Erde zu überwinden, sind dann noch 8,3 Minuten notwendig.

Jegliche Beobachtung der Sonne auf der Grundlage der uns erreichenden elektromagnetischen Strahlung (Photonen, insbesondere Licht) kann uns nur Auskunft geben über Erscheinungen auf der Sonnenoberfläche und in der Sonnenatmosphäre (Granulation der Photosphäre, Sonnenflecken, Protuberanzen, Chromosphäre, Korona). Unsere Vorstellungen über das Sonneninnere beruhen weitgehend noch auf rein theoretischen Modellen.

Lediglich die im Innern der Sonne bei der Kernverschmelzung ebenfalls entstehenden Neutrinos könnten uns Aufschluss über das Sonneninnere liefern, weil sie sofort nach ihrer Entstehung die Sonne ungehindert verlassen. Neutrinos sind Elementarteilchen ohne elektrische Ladung, die mit der normalen Materie so gut wie keine Wechselwirkung eingehen. Sie durcheilen also ungehindert die Sonne, die Erde und jegliche Materie. In der Entfernung der Erde durchfluten 66 Milliarden Sonnenneutrinos pro Sekunde jeden Quadratzentimeter, ungeachtet dessen, ob sich dort Materie befindet oder nicht. In mehreren riesigen Laborexperimenten tief unter der Erde, abgeschirmt von störenden Effekten der kosmischen Höhenstrahlung, versucht man seit einigen Jahrzehnten, die solaren Neutrinos nachzuweisen. Dabei geht es um zweierlei: um die Verbesserung unserer Kenntnisse über den Aufbau der Sonne und die Erweiterung unseres Wissens über die Natur der Neutrinos, die das Expansionsverhalten des Universums entscheidend bestimmen.

Über der Photosphäre befindet sich die Chromosphäre, eine dünne, hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehende Atmosphärenschicht der Sonne. Wegen ihrer geringen Dichte ist sie ohne spezielle technische Einrichtungen nur für Momente bei einer totalen Sonnenfinsternis zu sehen. Sie leuchtet am Beginn und Ende der Totalität auf, wenn die helle, alles überstrahlende Photosphäre von der Mondscheibe völlig abgedeckt ist.

An ihrem oberen Ende geht die Chromosphäre in die Korona über. Die Korona bildet die äußere Atmosphäre der Sonne und besteht aus mehrfach ionisiertem Plasma, das extrem dünn (im Mittel nur 108 Atome/cm³), aber durchschnittlich 1,5 Millionen Grad heiß ist, wohingegen die Chromosphäre nur eine Temperatur von etwa 20.000° hat. Die Korona strahlt Energie im gesamten elektromagnetischen Spektrum ab, von Röntgenstrahlen über das sichtbare Licht bis hin zu Radiowellen. Der sichtbare Anteil dieser Strahlung, die "weiße Korona", ist eine durch photosphärisches Streulicht erzeugte Kontinuumstrahlung. Die Streuung erfolgt an den freien Elektronen des koronalen Plasmas. Zu einem geringeren Anteil kommt auch Beugung des Photosphärenlichts an den Staubpartikeln der interplanetaren Materie hinzu. Es sind dies die gleichen Teilchen, die in größerem Winkelabstand von der Sonne durch Reflexion das Zodiakallicht hervorrufen. Die Korona zeigt eine Feinstruktur aus Bögen, Bändern und Schleifen, die in engem Zusammenhang mit dem Magnetfeld der Sonne stehen. Diese Strukturen sind in der Photosphäre verankert und werden durch Prozesse erzeugt, die auch für die Sonnenflecken und Protuberanzen sowie für den Aktivitätszyklus der Sonne verantwortlich sind.

Die Aktivität der Sonne folgt einem etwa 11-jährigen Zyklus, der insbesondere an der Zahl der Sonnenflecken verfolgt werden kann. Die Aktivität steigt vom Minimum innerhalb von 3 bis 4 Jahren zum Maximum an und fällt langsamer wieder zum Minimum ab. Das letzte Minimum wurde im Juni 1996 registriert.

Die Sonnenflecken sind dunkel erscheinende Gebilde auf der Sonnenoberfläche. Sie sind der Sitz sehr starker Magnetfelder. Die Durchmesser der Flecken variieren zwischen einigen tausend und bis zu 50.000 km. Da die Sonnenflecken eine um 2000° niedrigere Temperatur aufweisen als die umgebende Photosphäre, erscheinen sie schwarz. Die Lebensdauer der Flecken beträgt je nach Größe zwischen einem Tag und einigen Monaten.

Die Sonnenflecken ermöglichen es, die Rotation der Sonne zu messen. Dabei zeigt sich, dass die Rotationsperiode von der heliographischen Breite abhängt (differentielle Rotation). Am Äquator beträgt die Umdrehungsdauer 25 Tage, in 60° heliographischer Breite 31 Tage.

Spektakuläre Erscheinungen sind die Protuberanzen. Dabei handelt es sich um große wolken- oder bogenförmige Strukturen, die sich weit über die Chromosphäre erheben können, bis in Höhen von einigen 100.000 km. Ihre Lebensdauer kann sich über mehrere Sonnenrotationen erstrecken. Es gibt mehrere Arten von Protuberanzen, aber stets stellen sie eruptive Ausstöße von Sonnenmaterie dar, die mit Geschwindigkeiten von bis zu mehreren hundert km/s erfolgen und durch Magnetfelder gebündelt werden. Auch die Aktivität der Protuberanzen folgt dem 11-jährigen Zyklus, ebenso wie der Sonnenwind, das Abströmen von Wasserstoffkernen in den interplanetaren Raum.
 

2.2  Phänomene direkt bei Sonne und Mond

2.2.1  Die partiellen Phasen der Finsternis

Die beiden partiellen Phasen der Finsternis vor und nach der Totalität dauern sehr viel länger als die totale Phase. Der unsichtbare Mond nähert sich von Westen kommend dem Rand der Sonnenscheibe. Mit dem ersten Kontakt beginnt der Mond, sich vor die Sonnenscheibe zu schieben. Dieses Ereignis entzieht sich im Grunde einer exakten zeitlichen Messung, weil es sich anfangs nur als eine kaum wahrnehmbare Einbuchtung am westlichen Sonnenrand bemerkbar macht. Ohne optische Hilfsmittel ist die Einbuchtung am westlichen Sonnenrand nach etwa 5 Minuten deutlich zu beobachten. Die partielle Phase wird oft als wenig spektakulär beschrieben, was im Vergleich zur totalen Phase auch richtig ist. Dennoch ist auch der Beginn der partiellen Finsternis ein erhebender Moment, wo man "Himmelsmechanik pur" erleben kann.

Langsam schiebt sich der Mond immer weiter in östlicher Richtung über die Sonne. Der zweite Kontakt markiert dann das Ende der ersten partiellen Phase und den Beginn der Totalität. Das Ende der totalen Finsternis und damit der Beginn der zweiten partiellen Phase wird als der dritte Kontakt bezeichnet. Zu diesem Zeitpunkt gibt der Mond den westlichen Rand der Sonne wieder frei. Mit dem vierten Kontakt schließlich löst sich der Mond vom östlichen Rand der Sonnenscheibe und das Ende der zweiten partiellen Phase und damit der gesamten Sonnenfinsternis ist erreicht.
 

2.2.2  Die Sonnenflecken

Wenn sich die Sonne in ihrer aktiven Phase innerhalb des laufenden Sonnenfleckenzyklus befindet, sind zahlreiche Sonnenflecken sichtbar. Die größeren können schon mit dem Fernglas beobachtet werden. Auch an ihnen lässt sich während der partiellen Phasen der Finsternis das langsame Weiterrücken des Mondes verfolgen.

Weil die Beobachtung von Sonnenflecken nicht nur anlässlich einer Sonnenfinsternis möglich ist, eignen sie sich gut für vorbereitende Tests der technischen Gerätschaften, die man bei der Finsternis einzusetzen gedenkt.
 

2.2.3  Das Perlschnur-Phänomen (Bailysche Perlen)
und der Diamantring-Effekt

Bei starker Vergrößerung (100-fach) zeigt sich während der partiellen Phase die unregelmäßige Gestalt des pechschwarzen Mondes. Man kann Berge und Täler am Mondrand erkennen. Durch diese Täler am Mondrand gelangen unmittelbar vor Beginn der Totalität die letzten und unmittelbar nach dem Ende der Totalität die ersten Sonnenstrahlen zur Erde und erzeugen das auch ohne optische Hilfsmittel oder im Fernglas beobachtbare Perlschnur-Phänomen. Dabei tritt das Licht der obersten Sonnenschichten durch die tiefen Täler am Mondrand, während seine hohen Berge die Sonnenscheibe bereits bzw. noch verdecken. Dadurch zerteilt sich für nur wenige Sekunden der Sonnenrand in kleine Bruchstücke, die so genannten Bailyschen Perlen (benannt nach dem englischen Astronomen Francis Baily, 1774-1844), die gleichsam wie auf einer Perlenkette aufgereiht erscheinen.

Vor Beginn der totalen Phase werden die Bailyschen Perlen rasch kleiner und kleiner und immer weniger. Wenn dann nur noch eine Stelle der Sonnensichel durch ein Mondtal hindurchblitzt, spricht man auch vom Diamantring-Effekt, ein Anblick der nur ein oder zwei Sekunden währt. Mit dem Verlöschen dieses letzten Sonnenstrahls beginnt die Totalität.

Umgekehrt markiert die Erscheinung des Diamantring-Effekts am Westrand der Sonnenscheibe, also das Aufblitzen der ersten Bailyschen Perle, das Ende der totalen Verfinsterung. Rasch tauchen mehr und mehr Perlen auf, die sich schnell vereinigen, bis sich der Rand der Sonne als ununterbrochene Linie präsentiert.

Die Bezeichnung "Diamantring-Effekt" rührt daher, dass mit der letzten bzw. ersten Bailyschen Perle oft auch ein weites Segment der Chromosphäre, vor allem aber ein geschlossener Ring der innersten Korona sichtbar ist, der Ring also, auf dem der Diamant ruht.
 

2.2.4  Die Chromosphäre

Um den zweiten und dritten Kontakt kann für wenige Augenblicke die rosa erscheinende Chromosphäre beobachtet werden. Es ist dies der Augenblick, wo die Mondscheibe die alles überstrahlende Photosphäre abdeckt, nicht aber die Chromosphäre. Diese Phase währt nur kurz, weil die Chromosphäre nur bis in eine Höhe von rund 10.000 km über der Photosphäre reicht, das sind 1,4% des Sonnenradius. Ihre äußere Begrenzung hat meist einen unregelmäßig gezackten Verlauf. Die wichtige Zeitmarke für die Sichtbarkeit der Chromosphäre am Beginn der Totalität ist das Verschwinden der letzten Bailyschen Perle. Ab diesem Zeitpunkt kann die Beobachtung ohne Schutzbrille oder Filterfolie erfolgen. Die Schönheit der Chromosphäre zeigt sich am besten im Fernglas.
 

2.2.5  Die Protuberanzen

Auch Protuberanzen sind ein Phänomen der Sonne, das der normale Beobachter nur bei einer totalen Sonnenfinsternis zu Gesicht bekommt. Bei den Protuberanzen handelt es sich um Fontänen heißen Wasserstoffplasmas, die durch gewaltige lokale Eruptionen von der Oberfläche der Sonne in den Raum hinausgeschleudert werden und entlang der magnetischen Feldlinien der Sonne wieder zurückströmen. Liegen sie zufällig am Rande der Sonnenscheibe, werden sie vor dem dunklen Hintergrund des Weltraums sichtbar. Sie können als rötliche oder lachsfarbene Flecken oder Bögen in günstigen Fällen schon mit bloßem Auge, besser mit dem Fernglas, am Sonnenrand beobachtet werden. An einem Beobachtungsort auf der Zentrallinie können während der Totalität große Protuberanzen überall am Mondrand erscheinen. Kleinere Protuberanzen dagegen wird man zuerst kurz nach Beginn der Totalität am Ostrand beobachten; diese werden nach und nach vom Mond bedeckt, während andere am Westrand dem Blick freigegeben werden. Wie bereits in Kapitel 2.1 erwähnt, hängt das Auftreten großer Protuberanzen ebenfalls davon ab, ob sich die Sonne in ihrer aktiveren Phase, also in der Nähe des Sonnenfleckenmaximums, befindet.
 

2.2.6  Die Sonnenkorona

Die Korona (lat. für "Krone", "Kranz") ist die äußerste Hülle der Sonnenatmosphäre. Sie bildet einen Halo weißen Lichtes, eine große, strukturierte Wolke um die Sonne, die eine Ausdehnung am Himmel von mehr als 10° erreichen kann (Durchmesser der Sonne = ½°). Die Korona kann zwar bei guten Sichtverhältnissen auch ohne Zuhilfenahme des Mondes mit Spezialteleskopen in Sonnenobservatorien beobachtet werden, doch ihre volle Pracht, Ausdehnung und Struktur kann sie nur während einer totalen Sonnenfinsternis entfalten.

Der Anblick der Korona während der Totalität ist zweifellos das Schönste und Wertvollste, das eine totale Sonnenfinsternis dem Beobachter zu bieten hat. Das Licht der Korona wird meist als perlweiß oder stahlblau beschrieben. Ihre Gesamthelligkeit entspricht größenordnungsmäßig vielleicht der des Vollmondes oder auch weniger, jedoch verteilt sich die Helligkeit auf eine viel größere Fläche. Die innere Korona ist heller als die äußere. Ferner zeigt die Korona eine feine Struktur aus gewundenen Strahlen, Bändern und Schleifen, deren Verlauf ganz wesentlich vom Magnetfeld der Sonne bestimmt werden. Die Kontinuumstrahlung der Korona ist radial polarisiert. Deshalb tritt bei Aufnahmen mit Polarisationsfilter die strahlige Struktur besonders deutlich hervor, nämlich an den Stellen, wo das Filter entsprechend orientiert ist.

Die Helligkeit der Korona umfasst einen enormen Bereich. Es gibt kaum einen fotografischen Film, der kontrastreich genug wäre, um sowohl den inneren Bereich als auch die weiten Außenbezirke gleichzeitig abzubilden.
 

2.3  Phänomene am Himmel,
abseits von Sonne und Mond

Etwa bis zur Mitte der partiellen Phase ist noch kaum auffällig, dass der Himmel dunkler wird, erst dann kann man wahrnehmen, wie das Himmelsblau beginnt, eine dunklere Tönung anzunehmen. Der Eindruck eines schwarzen Himmels entsteht schließlich wenige Minuten vor Beginn der Totalität.

Während der Totalität ist der Himmel so dunkel, dass man die helleren Sterne und natürlich auch Planeten sehen kann. Anders als während der Abend- oder Morgendämmerung ist jedoch der ferne Horizont ringsum aufgehellt. Das von außerhalb der Kernschattenzone herrührende partielle Sonnenlicht lässt den Horizont in einem fahlen Licht leuchten. Die ganze Szene bietet allein von den Beleuchtungsverhältnissen her einen vollkommen ungewohnten, ja unwirklichen Eindruck.
 

2.4  Phänomene auf der Erde

2.4.1  Die Helligkeit am Erdboden

Die Helligkeit auf der Erde ändert sich zu Anfang der partiellen Phase kaum, erst gegen Ende nimmt die Helligkeit rapide ab.

Wenn die Sonnenscheibe nur noch zur Hälfte zu sehen ist, wird das Licht düsterer und fahler. Dann ist es Zeit, sich genauer die Umgebung anzuschauen. Vergleicht man den Schattenwurf eines Strauches oder einer Baumkrone mit der Form und den Lichtzonen vor Beginn der Finsternis, so erkennt man unschwer, dass die kleinen freien Bereiche im Blätterdach, die bekanntlich wie eine Lochkamera wirken, jetzt sichelförmige Sonnenbildchen auf den Boden werfen.

Je schmaler die Sonnensichel wird, um so schärfer werden die Schatten am Boden, auch der eigene Körperschatten.

Die Abnahme des Tageslichts ist jedoch eine ganz andere als bei der Bedeckung des Himmels durch Wolken, auch anders als bei Einbruch der Abenddämmerung. In die fahler werdende Beleuchtung mischt sich eine seltsam grünliche Tönung, und man hat eher den Eindruck, Zuschauer einer unwirklichen Inszenierung zu sein. Aschgrau, fremd und maskenhaft wirken die Gesichter der Menschen.

Ungewohnt ist vor allem die so rasch hereinbrechende Dämmerung oder, genauer, das Nachtwerden ohne eine Dämmerung im gewohnten Sinne und der Umstand, dass die Sonne gewissermaßen mitten am Firmament untergeht, während der Horizont ringsum, selbst während der gesamten Dauer der Totalität, durch partielles gelbes Sonnenlicht aufgehellt bleibt.

Während der totalen Phase herrscht dann in etwa die Helligkeit wie in einer Vollmondnacht oder wie 30 bis 40 Minuten nach Sonnenuntergang. Allerdings können sich die Helligkeit und die Lichtverhältnisse am Erdboden von Finsternis zu Finsternis sehr stark unterscheiden.

Subjektiv hat man schon bald nach dem dritten Kontakt den Eindruck, es sei wieder vollkommen Tag, was in Wahrheit aber auf einer Täuschung des Auges beruht.
 

2.4.2  Temperatur und Finsterniswind

Eine Viertelstunde vor dem zweiten Kontakt beginnt die Temperatur merklich zu fallen. Ein Abfallen der Temperatur während der Totalität um 5 oder 6 Grad ist nicht ungewöhnlich.

Die starke Verminderung der Sonnenstrahlung hat nicht nur auf die Temperatur, sondern auch auf Wind, Bewölkung und Luftfeuchte erheblichen Einfluss. Die relative Luftfeuchte nimmt zu, man hat gelegentlich spontane Taubildung beobachtet. Berühmt ist der Finsterniswind, der mitunter buchstäblich im letzten Augenblick die Wolkenschleier vor der Sonne zerrissen hat. Er erhöht aber auch die Abkühlung und stellt an die Standfestigkeit der Instrumente nicht zu unterschätzende Anforderungen. Jedes Blatt Papier muss gegen Davonfliegen gesichert werden.

Der Finsterniswind erreicht meist seine größte Stärke, wenn der Mondschatten am Westhorizont auftaucht. Mit Eintreten der Totalität legt er sich wieder.

Natürlich sind Temperaturabfall und Finsterniswind wie auch alle anderen vom Zustand des Wetters und der Atmosphäre abhängigen Phänomene nicht immer in gleicher Stärke zu beobachten.
 

2.4.3  Das Herannahen und Forteilen des Mondschattens

Die ungefähr kreis- bis ellipsenförmige Kernschattenzone eilt mit Überschallgeschwindigkeit über die Erdoberfläche hinweg.

10 bis 15 Minuten vor der Totalität taucht im Westen der Mondschatten auf. Er gleicht etwa einer dunklen Gewitterwolke, die flach über dem Horizont hängt und rasch größer und höher wird. 5 Minuten vor der Totalität steht sie bedrohlich am Himmel und kündigt in unübersehbarer Weise ein noch größeres Spektakel an. Dieses Phänomen der dunklen Mondschattenwolke beruht gewissermaßen auf der Verfinsterung der Atmosphäre; der Schattenwurf auf die Erdoberfläche ist zu dieser Zeit noch nicht sichtbar.

Das Herannahen der Schattenfront auf der Erdoberfläche vom Westhorizont bis zum Beobachter dauert nur wenige Sekunden, und wiederum nach wenigen Sekunden erreicht sie bereits den östlichen Horizont. Gleiches gilt für die Lichtfront, die zum Ende der Totalität die Erdoberfläche in derselben Richtung überquert.

Zur Beobachtung des von Westen herannahenden und nach der Totalität wieder in östlicher Richtung davoneilenden Mondschattens ist allerdings klares Wetter und ein erhöhter Standpunkt notwendig. Das einmalige Schauspiel des heranrasenden Mondschattens ist die Mühe wert, nach einem geeigneten Beobachtungsplatz zu suchen.
 

2.4.4  Die Fliegenden Schatten

Ein seltsames und schwer zu beobachtendes Ereignis stellen die Fliegenden Schatten dar. Sie entstehen, wenn die Sonnensichel sehr dünn ist. Durch diese fast spaltförmige Lichtquelle werden Beugungserscheinungen der sich in der ungleichmäßig abkühlenden Luft ausbildenden Schlieren in Form schmaler dunkler Streifen auf den Erdboden projiziert. Ihr Zustandekommen lässt sich am besten mit den sich bewegenden Schattenbändern am Boden eines Schwimmbeckens vergleichen. Die Beobachtung dieser schmalen dunklen Streifen, die sich mit etwa 40 bis 60 km/h über den Boden bewegen, ist recht schwierig, weil sie selten einen starken Kontrast aufweisen. Am besten erkennt man sie auf einer ebenen hellen Fläche, zum Beispiel auf einer hellen Hauswand oder einem auf dem Boden ausgebreiteten Leintuch. Die Fliegenden Schatten treten etwa 10 Minuten vor und nach der Totalität auf.
 

2.5  Die Wirkung der Finsternis
auf die belebte Natur und den Menschen

Während der letzten Minute vor Eintritt der Totalität erlöscht das partielle Licht sehr rasch. Es bleibt nicht aus, dass das schnelle Hereinbrechen einer Nacht mitten am Tage auch seine Auswirkungen auf Pflanzen und Tiere hat. Der sehr rasche Eintritt der Dunkelheit, aber zum Teil auch der völlig falsche Zeitpunkt, der mit dem Gang der inneren biologischen Uhr der Tiere unvereinbar ist, signalisiert vielen Lebewesen, dass etwas Außergewöhnliches vorgeht.

Manche Pflanzen reagieren so wie auch sonst auf die Dämmerung und die Nacht: sie schließen ihre Blüten. Viele Tiere stellen ihre Aktivität spontan ein. Die Vögel verstummen, für sie scheint der Tag zu Ende zu sein. Umgekehrt werden Nachtvögel aktiv so wie etwa der Kauz. Eine große Wirkung übt die Finsternis auf Insekten aus, wofür nicht nur die Dunkelheit, sondern auch der rasche Temperaturabfall verantwortlich ist. So kehren Bienen in den Stock zurück und denken auch nach der Finsternis nicht daran, ihn wieder zu verlassen.

Hühner haben es sehr eilig, ihren Verschlag aufzusuchen, und man hat beobachtet, dass Hähne wie am frühen Morgen krähen, sobald es wieder hell wird.

Im Verhalten höherer Haustiere, besonders von Hunden, kommt unter Umständen eher die vom Tier gespürte Erregung des Menschen zum Ausdruck als die eigene.

Der Mensch kann sich am wenigsten dem Einfluss der mit der Finsternis verbundenen Erscheinungen entziehen. Die meisten werden von dem Erlebnis tief berührt. Die innere Anspannung und Nervosität wächst in dem Maße, wie der Kernschatten heraneilt und das Schauspiel seinem Höhepunkt, der Totalität, zustrebt. Am Ende der Totalität sind viele von dem gewaltigen Erlebnis völlig ergriffen, und große Freude mischt sich mit dem Bedauern darüber, dass das Schauspiel zu Ende ist. Beobachter haben später berichtet, dass sie so überwältigt waren, dass sie gar keine Erinnerung mehr an die zweite partielle Phase hatten.

Die Reaktion der Menschen, welche die Finsternis ja meistens nicht allein, sondern in kleinen Gruppen oder größeren Ansammlungen von Beobachtern erleben, zeigt sich in recht unterschiedlichem Verhalten. Es reicht von plötzlich eintretender atemloser Stille oder einzelnen leisen Ah- und Oh-Rufen bis zu völlig unangebrachtem Händeklatschen, in dem das plötzliche Schweigen der Natur und das leise Rauschen des Finsterniswindes untergeht. Aber auch vor Ergriffenheit still weinende Zuschauer kann es geben.

Die totale Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 hat uns Europäern vielerorts, wo das Wetter mitspielte, ein unvergessliches Naturschauspiel bereitet. Vielen von uns sind die Erinnerungen daran noch frisch im Gedächtnis, und viele Berichte und Bilder sind dazu veröffentlicht worden. Greifen wir deshalb auf zwei ältere Schilderungen zurück, welche anders als die Berichte unseres Computer- und Informations-Zeitalters auch das beschreiben, was uns im Innern berührt.

Von der gewaltigen Macht einer totalen Sonnenfinsternis auf das Gemüt lesen wir in einer Niederschrift von Dominique F. J. Arago (1786-1853), dem Direktor des Pariser Observatoriums:

    Am 8. Juli 1842  waren bei Perpignan gegen 2 000 Menschen aus allen Ständen, Gelehrte, Bürger, Landleute, Soldaten zusammengeströmt, um die große, im Süden Frankreichs total erscheinende Sonnenfinsternis zu beobachten. Es waren wohl dank vorhergehender Aufklärung über die Natur des Vorgangs nur wenige unter diesen Menschen, die nicht von der klarsten Überzeugung erfüllt waren, daß diese Erscheinung zu den natürlichen, gesetzmäßigen, berechenbaren gehöre, über die man bei gesundem Verstande keine Ursache habe sich zu beunruhigen. Beim Beginn der Finsternis schien nur Neugierde und Wetteifer die Menge zu bewegen, die beim Anblick des ersten kleinen Ausschnitts am westlichen Sonnenrande in ein ungeheures Geschrei ausgebrochen war. Als aber die Sonne, auf einen schmalen Streifen zurückgeschnitten, ein schwaches, unsicheres Licht über die Landschaft zu werfen begann, bemächtigte sich eine sichtliche Unruhe der Zuschauenden; jeder empfand das Bedürfnis, den Umstehenden seine Empfindungen mitzuteilen, und ein dumpfes, dem Tosen eines fernen Meeres ähnliches Brausen erhob sich aus der Menge. Dieses dumpfe Brausen schwoll immer stärker und stärker an, je schmäler die Sonnensichel wurde. Endlich verschwand sie, Dunkelheit trat ein, und ein totenähnliches Schweigen bezeichnete diese Phase der Finsternis ebenso scharf, wie es ein Pendel der astronomischen Uhr getan hätte. Das Verschwinden des Tagesgestirns, dem der Quell allen irdischen Lebens, die Wärme, entströmt, hatte den Mutwillen der Jugend, die Leichtfertigkeit der Schwätzer, die lärmende Gleichgültigkeit der Ungebildeten überwunden. Auch in der Luft herrschte tiefe Stille, und die Vögel hatten aufgehört zu singen.

Eine wunderbare Schilderung seiner Empfindungen bei derselben totalen Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842 verdanken wir dem Dichter und leidenschaftlichen Naturbeobachter Adalbert Stifter, der sie in Wien erleben konnte:

    ...dies alles wußte ich im voraus und zwar so gut, daß ich eine totale Sonnenfinsternis so treu beschreiben zu können vermeinte, als hätte ich sie bereits gesehen... Da ich die Erscheinung mit eigenen Augen anblickte, da geschahen freilich ganz andere Dinge, an die ich weder wachend noch träumend gedacht hatte. Nie und nie in meinem Leben war ich so erschüttert von Schauer und Erhabenheit wie in diesen zwei Minuten, es war nicht anders, als hätte Gott auf einmal ein deutliches Wort gesprochen und ich hätte es verstanden... Ich weiß, daß ich nie, weder von Musik noch von Dichtkunst, noch von irgendeinem Phänomen oder einer Kunst so ergriffen und erschüttert worden war... Es kann kein Herz geben, dem nicht diese Erscheinung einen unverlöschlichen Eindruck zurückgelassen habe... Man wende nicht ein, die Sache sei ja natürlich und an den Bewegungsgesetzen der Körper leicht rechenbar, die wunderbare Magie des Schönen, die Gott den Dingen mitgab, fragt nicht nach solchen Rechnungen. Selig das Herz, welches sie empfinden kann.
     

3  Beobachtungstechnik

Bevor man überlegt, ob man die Sonnenfinsternis fotografieren oder filmen will, vergewissere man sich, ob man die damit verbundene Ablenkung vom eigentlichen Erlebnis dieses Naturschauspiels wirklich in Kauf nehmen will. So schön eine selbst aufgezeichnete Erinnerung später sein mag, keine Kamera der Welt kann den Anblick und die Stimmung einer totalen Sonnenfinsternis wiedergeben, und das wirkliche, ungestörte Erlebnis kann durch nichts ersetzt werden. Entscheidet man sich für den Einsatz technischer Hilfsmittel, sollte man den gesamten Ablauf peinlich genau planen und jeden Handgriff vorher proben, damit auch noch etwas Zeit zum Beobachten, Erleben und Staunen übrig bleibt.
 

3.1  Die Beobachtung mit dem bloßen Auge

In Kapitel 1 wurde bereits darauf hingewiesen, dass zur Beobachtung der Sonnenfinsternis die Augen unbedingt vor der intensiven Sonnenstrahlung geschützt werden müssen. Zwar weiß jeder Mensch aus Erfahrung, dass man nicht, ohne Schaden für die Augen zu nehmen, direkt in die helle Sonne blicken kann, doch wird diese jedem Menschen eigene Lebenserfahrung anlässlich einer Sonnenfinsternis oft leichtsinnigerweise ignoriert. Das größte Problem besteht darin, dass der Mensch eine Beschädigung des Auges nicht sofort bemerkt, weil das Auge keine diesbezügliche Schmerzempfindung besitzt. Eine Beschädigung wird deshalb meist erst einige Sekunden nach dem auslösenden Ereignis bemerkt. Deshalb noch einmal die Warnung: Gehen Sie keinerlei Risiko für die Augen ein!

Hinsichtlich des Schutzes für die Augen sind zwei Zeiträume zu unterscheiden: die totale Phase und die partiellen Phasen.

Während der partiellen Phasen vor und nach der Totalität ist die Sonne nur teilweise vom Mond bedeckt und darf nur mit einer Schutzbrille betrachtet werden.

Während der totalen Phase ist die Sonne vollständig vom Mond bedeckt. In dieser Phase, jeweils einschließlich der Perlschnur, ist die Beobachtung ohne Schutzbrille möglich und auch sinnvoll. Als Kriterium am Beginn der Totalität gilt der Moment, in dem der dünne ununterbrochene Sonnenrand sich in einzelne Bruchstücke auflöst bzw. der entgegengesetzte Vorgang am Ende der Totalität. Der äußerste Rand der Photosphäre stellt wegen der so genannten Randverdunkelung der Sonne keine Gefahr mehr für das Auge dar. Die Randverdunkelung kommt zustande, weil der Blick am Rand der Sonnenscheibe keine tieferen Schichten der Photosphäre mehr erreicht, sondern nur noch die äußerste. Die während der Totalität sichtbaren Lichterscheinungen sind die Chromosphäre, die Protuberanzen und vor allem die Sonnenkorona. Auch ihre im Vergleich zur Photosphäre geringen Helligkeiten können dem Auge nicht schaden.

Nach dem Ende der Totalität gibt der Mond die Sonne nach und nach wieder frei. Sobald der Rand der Sonne wieder als ununterbrochene Linie sichtbar wird, müssen die Augen wieder geschützt werden.

Schutzbrillen ("Finsternisbrillen") mit meist silberfarbenen Mylarfolien oder schwarzen Polymerfolien sind beim Optiker oder in Läden erhältlich, die astronomische Arbeitsmittel anbieten, z.B. in Planetarien usw. Es gibt auch Bögen mit Folie zu kaufen, aus denen man selbst Brillen und Objektiv-Filter für Ferngläser und andere optische Geräte herstellen kann. Die Folie sollte eine Reduzierung der Lichtstärke von 1:100.000 besitzen, also 99,999% des einfallenden Lichtes sperren. Brillen und Folien sind sorgsam zu behandeln. Die Folie darf keine Kratzer oder Löcher enthalten, seien sie auch noch so klein. Geeignet ist außerdem eine Schweißbrille. Alles andere, rußgeschwärzte Gläser, Filmstreifen, CDs und was einem sonst noch in den Sinn kommen könnte, sollte man erst gar nicht in Erwägung ziehen.

Mit der Schutzbrille auf der Nase kann man außer der Sonne so gut wie nichts sehen. Man sollte sich also vorher darauf einstellen, dass man deshalb die Brille öfter auch wird abnehmen müssen. Überlegen Sie im Rahmen Ihrer Planung, wo Sie die Brille ablegen wollen, ohne dass sie beschädigt werden kann. Man sollte, solange man die Schutzbrille auf hat, ruhig stehen oder sitzen bleiben. Ein unüberlegtes Zur-Seite-Treten könnte einen Unfall mit einer anderen Person oder einem Beobachtungsgerät verursachen.
 

3.2  Grundsätzliches bei der Verwendung optischer Geräte

Bei der Beobachtung mit dem Fernrohr, dem Fernglas oder sonstigen optischen Geräten sowie bei der Benutzung von Kameras und Camcordern ist zu bedenken, dass infolge der stärkeren Lichtbündelung die Gefahr für das Auge in der Regel noch weit größer ist als bei der Beobachtung mit bloßem Auge, sofern nicht geeignete Filter verwendet werden. Aber nicht nur das Auge, sondern auch die Optik, z.B. des Fernglases, kann Schaden nehmen, weil der konzentrierte energiereiche Lichtstrahl durch die Hitzeentwicklung die verkittete Optik lockern und dejustieren kann.

Um die ungefilterte Sonnenstrahlung erst gar nicht in die Optik gelangen zu lassen, muss das Filter vor dem Objektiv angebracht werden. Auf festen Sitz des Filters ist zu achten, Filterfolie muss so fest angebracht oder verklebt werden, dass ein Windstoß sie nicht entfernen kann. Andererseits muss das Filter leicht abzunehmen und wieder anzubringen sein, damit man während der Totalität ohne Filter arbeiten kann. Beim Fotoapparat und Camcorder empfiehlt es sich, die Filterfolie an einem anschraubbaren UV- oder Skylight-Filter anzubringen.
 

3.3  Fernglas und Fernrohr

Es sei noch einmal wiederholt: Das Fernrohr oder Fernglas muss vor dem Objektiv mit Filterfolie versehen werden, das Fernglas an beiden Objektiven. Die Sonnenfilter dürfen wirklich erst bei Beginn der Totalität abgenommen werden und müssen am Ende der Totalität wieder angebracht werden.

Ein optimales Beobachtungsgerät ist ein Fernglas mit bis zu 10-facher Vergrößerung. Die Öffnung ist in diesem Fall nebensächlich. Die Korona zeigt sich dann erstaunlich strukturiert und Protuberanzen leuchten intensiv rötlich am Rand der Mondscheibe hervor. Bei stärkerer Vergrößerung wird der beobachtbare Himmelsausschnitt zu klein, und der Überblick geht verloren. Wichtig ist ein bequemer Einblick. Dazu gehört das Fernglas in jedem Fall auf ein Stativ. Jeder, der mit dem Fernglas zu beobachten beabsichtigt, sollte ein eigenes Gerät besitzen; jeder Wechsel des Beobachtungsplatzes kostet viel zu viel wertvolle Zeit.

Ein Fernrohr kann neben der üblicherweise benutzten Beobachtungsmethode auch zur so genannten Okularprojektion des Sonnenbildes benutzt werden. Dazu muss in geeigneter Weise ein Projektionsschirm hinter dem Okular angebaut und das ansonsten auf den Projektionsschirm einfallende Licht möglichst gut abgeschirmt werden, wodurch es mehreren Beobachtern gleichzeitig ermöglicht wird, die partielle Phase sogar ohne Schutzbrille zu verfolgen. (Bei geringeren Ansprüchen kann man dasselbe auch mit einer Lochkamera erreichen.) Das Ganze muss auf einem Stativ ruhen und sollte mit einem Nachführ-Uhrwerk ausgestattet sein, damit keine Bedienungsperson benötigt wird.

Weil bei der Okularprojektion ausnahmsweise kein Schutzfilter am Fernrohr verwendet wird, ist ein unmittelbarer Einblick in das Okular unter allen Umständen durch technische Maßnahmen zu verhindern. Der Umbau des Fernrohrs und die damit verbundenen Experimente sollten mit größter Vorsicht und nur von Personen mit ausreichender Erfahrung vorgenommen werden.

Für die Beobachtung der Ereignisse während der totalen Phase ist die Okularprojektion wegen der millionenfach geringeren Helligkeit des Bildes jedoch nicht brauchbar.
 

3.4  Fotografieren

Es sei hier vorab erwähnt, dass die Filterfolie bei Farbaufnahmen wegen der enormen Reduzierung der Lichtstärke den blauen Himmel braun oder schwarz wiedergibt.

Für das Fotografieren der Finsternis sollte man sich rechtzeitig mit der kompletten Ausrüstung vertraut machen und auch den Ernstfall proben. Für Testaufnahmen eignet sich sowohl die Sonne als auch der Mond. Der Mond hat ja etwa dieselbe Größe wie die Sonne, allerdings sind die Belichtungsverhältnisse andere als bei den einzelnen Phasen und Motiven der Finsternis; die Dunkelheit der Mondnacht eignet sich jedoch vorzüglich zum Proben des Ernstfalls.

Als untauglich erweisen sich Sucherkameras oder Pocketkameras. Auch vollautomatische Kameras, deren Belichtungsautomatik nicht abgeschaltet werden kann, scheiden aus. Bei vollautomatischen Kameras kann es passieren, dass während der Totalität der Blitz ausgelöst wird, was zwar für die Aufnahme nicht schädlich, aber absolut sinnlos ist und darüber hinaus andere Beobachter stört.

Am besten verwendet man eine Spiegelreflexkamera, deren Belichtungszeiten sich frei einstellen lassen, unabhängig von irgendeiner Belichtungs- oder Blendenautomatik. Ein Autofokus muss abgeschaltet werden, er ist nur hinderlich. Im Zweifelsfall versucht die Automatik, die diffuse Sonnenkorona scharfzustellen, was ihr kaum gelingen dürfte.

Bei Brennweiten bis 200 mm kann man sich in der Regel auf die Markierung für Unendlich problemlos verlassen. Bei längeren Brennweiten empfiehlt sich eine Einstellung auf Unendlich über die Mattscheibe, dazu sollte das Objektiv mindestens um eine Stufe abgeblendet werden (Einstellung nicht an der Sonne vornehmen!). Die Einstellung auf Unendlich anschließend am besten mit einem Klebestreifen sichern.

Sonne und Mond haben am Himmel einen Durchmesser von ½°, die innere Korona 1½° bis 2½°, die äußere Korona bis zu 10°. Mit der folgenden Tabelle kann für jedes gewünschte Motiv die erforderliche Objektivbrennweite ausgewählt werden.

Gesichtsfeld und Sonnendurchmesser bei Kleinbildformat 24x36 mm
und verschiedenen Objektivbrennweiten

Brennweite f [mm]

Gesichtsfeld [°]

Sonnendurchmesser [mm]

24

49 x 74

0,2

28

44 x 66

0,2

35

36 x 54

0,3

50

26 x 40

0,4

80

17 x 25

0,7

105

13 x 20

0,9

135

10 x 15

1,2

200

7 x 10

1,7

400

3,4 x 5,2

3,5

500

2,7 x 4,1

4,4

So viel zur Brennweite. Man bedenke aber, dass das Wechseln des Objektivs nicht nur lästig, sondern auch zeitaufwendig ist. Abhilfe schafft die Verwendung mehrerer Kameras. Beim Einsatz mehrerer Kameras ist zu erwägen, ob man sie auf einer gemeinsamen Schiene montiert, damit nicht jede Kamera einzeln ausgerichtet werden muss. Noch einmal sei erwähnt, dass jedes vor oder nach der Totalität benötigte Objektiv mit einem Filter versehen sein muss. Ein eventuell geplanter Filterwechsel sollte mit minimalem Aufwand möglich sein. Auch sollte ein nur für die Totalität vorgesehenes ungeschütztes Objektiv vor oder nach der Totalität wegen der Hitzeeinwirkung nicht für längere Zeit ohne eine geeignete Abdeckung auf die Sonne gerichtet bleiben.

Das schwierigste Thema ist die Wahl des richtigen Films und der besten Belichtungszeit. Die Sonnenkorona beispielsweise zeigt so große Helligkeitsunterschiede, dass kein Film der Welt sie komplett auf ein einziges Bild bannen könnte. Hier mit dem Belichtungsmesser arbeiten zu wollen, wäre völlig sinnlos. Während der partiellen Phase dagegen ist selbst mit Sonnenfilter noch genügend Licht vorhanden, um problemlos den Belichtungsmesser zu verwenden.

Bei längeren Belichtungszeiten oder Brennweiten muss die Drehung der Erde kompensiert werden, damit die Sonne sich nicht als Strichspur abbildet. Das erfordert außer der eigentlichen Nachführeinrichtung auch eine parallaktische Montierung der Kamera. Beides stellt in der Regel zu hohe Anforderungen an die Möglichkeiten eines Hobbyfotografen. Man muss sich deshalb ausrechnen, wie lange man in Abhängigkeit der Brennweite maximal belichten darf, ohne dass das Bild unscharf wird. Daraus ergeben sich dann die Anforderungen an den Film. Diese maximal zulässige Belichtungszeit hängt auch von der Deklination des Objekts ab; je näher am Himmelspol das Objekt steht, desto länger kommt man ohne Nachführung aus. Als Faustformel für den ungünstigsten Fall (den Himmelsäquator und damit näherungsweise auch für die Sonne) gilt
 

Maximale Belichtungszeit [s] = 300 / Brennweite [mm]

Demnach darf man mit einem 300mm-Teleobjektiv bis zu 1 Sekunde belichten. Bei einem 50mm-Normalobjektiv bis zu 6 Sekunden, was ausreicht, um sogar die äußere Korona, Planeten und helle Sterne abzubilden.

Es versteht sich von selbst, dass die Kamera auf einem guten Stativ oder an einem Gegenstand hinreichender Stabilität und Masse befestigt sein muss und ein Drahtauslöser zu verwenden ist. Zum Ausrichten auf das Motiv sollte ein bequemer Einblick möglich sein. Man schütze die Kamera sowohl vor Stößen durch andere Finsternisteilnehmer, die sich in der Dunkelheit unvorsichtig bewegen, als auch vor Schwingungen durch den Finsterniswind.

Man sollte zur Vorbereitung auf die partielle Phase rechtzeitig vorher Testaufnahmen der Sonne mit verschiedenen Belichtungszeiten und Öffnungen machen und die Einstellungen für jedes Bild notieren. Aus den Testaufnahmen sucht man die beste aus und verwendet dann diese Einstellung für die gesamte partielle Phase. Dabei ist es wichtig zu wissen, dass die ermittelte Belichtungszeit bei Beibehaltung des Blendenwerts nicht von der Brennweite des Objektivs abhängig ist, ebenso wenig vom Bedeckungsgrad der Sonne, d.h. von der Phase der Sonnensichel. Sollte der Himmel dunstig sein, ist die Belichtung natürlich entsprechend zu korrigieren. Bei Verwendung handelsüblicher Sonnenfilter-Folie gilt bei klarem Himmel für die Belichtungszeit ein Richtwert von 1/500 Sekunde bei Blende 5,6 und ISO 100.

Für die totale Phase gibt die folgende Tabelle sehr grobe Orientierungswerte für die Belichtung. Optimale Ergebnisse sind jedoch nur zu erzielen, wenn man diese Richtwerte möglichst weit nach oben und unten variiert (jeweils in Stufen um den Faktor 3 bis 5).

Richtwerte für Belichtungszeiten während der Totalität
bei ISO 100 und Blende 5,6 (natürlich ohne Sonnenfilter)

Perlschnur

1/1000 Sekunde

Diamantring

1/1000 Sekunde

Chromosphäre

1/500 Sekunde

Protuberanzen

1/500 Sekunde

Innere Korona

1/250 Sekunde

Mittlere Korona

1/15 Sekunde

Äußere Korona

1/2 Sekunde

Äußerste Korona

4 Sekunden

Bei dunstigem Himmel sollten die Richtwerte für die Belichtungszeiten verdoppelt werden, Aufnahmen der äußeren Korona sind dann allerdings nicht mehr möglich.

Wer mehr als zwei oder drei Aufnahmen machen will, sollte einen genauen Plan ausarbeiten, in dem Aufnahmezeitpunkt, Kamera-Nummer, Objektiv, Filterstatus, Motiv, Belichtungszeiten und alle sonstigen Einzelheiten festgelegt werden. Die Vorteile sind: Man braucht während der Finsternis keine Belichtungszeiten zu notieren. Alle Überlegungen und Berechnungen erfolgen in Ruhe vorher und nicht während der Finsternis, daraus ergeben sich weniger Fehler. Man kann den gesamten Finsternisablauf proben und einüben, möglichst sogar während der Dämmerung, dies verleiht Routine und spart Zeit während der Finsternis. Da man während der Totalität wegen der Dunkelheit wahrscheinlich nicht gut lesen kann, lernt man den Teil des Planes für die Totalität am besten auswendig. Um anderen Beobachtern das einmalige Schauspiel nicht zu verderben, sollte man davon absehen, eine Taschenlampe zu benutzen. Jedes künstliche Licht beeinträchtigt außerdem die in der kurzen Zeit nur mühsam erreichte Dunkeladaption des Auges, insbesondere bei älteren Menschen. Einstellungen an Geräten können in der Regel mühelos vorgenommen werden, sofern sie eingeübt worden sind.

Einen besonderen Reiz hat die Mehrfachbelichtung der Sonnenfinsternis. Sie zeigt vor der stillstehenden Landschaft die Sonne in ihren verschiedenen Phasen. Die Kamera benötigt dazu eine exakt funktionierende Mehrfachbelichtungseinrichtung, die sicherstellt, dass der Film beim Spannen des Verschlusses nicht transportiert wird. Dafür kommt eine Kleinbildkamera mit einer Objektivbrennweite zwischen 24 und 35 mm in Betracht. Man montiert die Kamera mit fester Ausrichtung und belichtet stets in regelmäßigen Abständen von 5 Minuten. Mit diesem zeitlichen Abstand ist sichergestellt, dass sich die einzelnen Sonnenbilder nicht überdecken. Die Berechnung der einzelnen Aufnahmezeitpunkte ist ausgehend von der Finsternismitte vorzunehmen. Bei größerer Brennweite sind natürlich weniger Aufnahmen und eventuell größere zeitliche Abstände einzuplanen, um Überschneidungen der einzelnen Bilder zu vermeiden. Hinsichtlich Belichtung, Filterstatus usw. für die einzelnen Belichtungen gelten die bereits oben dargelegten Empfehlungen. Die Kamera muss so ausgerichtet werden, dass die Sonne bei Finsternismitte auf die Bildmitte abgebildet wird, was eine sorgfältige und sachkundige Vorbereitung erfordert. Dazu müssen nicht nur die horizontalen Koordinaten der Sonne zur Finsternismitte bekannt sein, man benötigt auch geeignete Hilfsmittel zum Ausrichten der Kamera auf diese Koordinaten.

Zum Schluss sei insbesondere beim Thema Fotografieren der Rat wiederholt: Nehmen Sie sich nicht zu viel vor. Auch bei guter Vorbereitung kann einem die Aufregung noch einen Strich durch die Rechnung machen. Lassen Sie nicht zu, dass Sie die Finsternis am Ende zwar fotografiert, aber nicht erlebt haben. Bedenken Sie auch, dass nachträglich durch die Medien Aufnahmen in großer Zahl verbreitet werden, und zwar in einer für den Amateur meist unerreichbaren Qualität.
 

3.5  Filmaufnahmen

Ein besonderes Problem beim Filmen der Sonnenfinsternis besteht zunächst darin, dass man normalerweise bei Aufnahmen mit der Videokamera die Aufnahmeeinstellungen, also Bildausrichtung, Zoomeinstellung und Belichtung, im Sucher kontrollieren muss, wobei während der partiellen Phasen das Objektiv natürlich wieder mit einem Sonnenfilter geschützt werden muss. Durch das Filter vor dem Objektiv ist zwar das Auge, mit dem man durch den Sucher blickt, ebenfalls geschützt, doch dem anderen Auge droht Gefahr. Außerdem muss man in Aufnahmepausen, in denen man verständlicherweise auch einen Blick auf das originale Geschehen am Himmel werfen möchte und sollte, jedes Mal zuerst die Brille aufzusetzen.

Da man ohnehin Aufnahmen aus der freien Hand erst gar nicht in Erwägung ziehen sollte, um ein fortwährendes Zittern der Sonne zu vermeiden, kommt auch hier nur die Verwendung eines Stativs in Frage. So ist es nahe liegend, um sich durch die Aufnahme nicht allzu sehr zu belasten, sich in Analogie zur Mehrfachbelichtungs-Fotografie wenigstens für einen gewissen Zeitraum um die Finsternismitte zu einer fest montierten Ausrichtung der ständig laufenden Kamera zu entschließen. Dies hat den Vorteil, dass man sich bei konstanter Ausrichtung und Zoomeinstellung nur um die Belichtung und den Filterstatus zu kümmern hat und eine Aufnahmekontrolle durch den Sucher nicht mehr erforderlich ist, man also auch noch Gelegenheit zur visuellen Beobachtung hat, sei es mit bloßem Auge oder dem Fernglas.

Dies setzt voraus, dass man sich mit der gesamten technischen Ausrüstung bestens vertraut macht, die Aufnahme in allen Einzelheiten plant und ein genaues Drehbuch ausarbeitet, in dem alle erforderlichen Einstellungen eingetragen werden. Die rechtzeitige Durchführung von Testaufnahmen, sowohl zur Gewinnung optimaler technischer Aufnahmedaten als auch zum Einüben aller Handgriffe, ist auch hier sehr zu empfehlen.

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