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Dokumentenidentifikation DE3726534A1 03.05.1989
Titel Elektronischer Sonnenglobus
Anmelder Schumacher, Horst, 4330 Mülheim, DE
Erfinder Schumacher, Horst, 4330 Mülheim, DE
DE-Anmeldedatum 10.08.1987
DE-Aktenzeichen 3726534
Offenlegungstag 03.05.1989
Veröffentlichungstag im Patentblatt 03.05.1989
IPC-Hauptklasse G09B 27/08
Zusammenfassung Der elektronische Sonnenglobus ist ein, in jede Richtung dreh- u. neigbares, dreidimensionales Präzisionsinstrument, das über 20000 Finsternisse, in einem Zeitraum von 10000 Jahren, naturgetreu wiedergibt. Sonnenglobus mit Finsternisphasen, Protuberanzen, Perlschnurphänomen u. Korona. Finsternisverlauf in ECHTZEIT mit fortld. Datum u. Zeitansage, auf Welt- oder Dynamische Zeit bezogen. Ab Datumeingabe stehen die nächsten 22 Finsternisse zur Wahl. Der gesamte Verlauf mit Finsternisgebiet u. Totalitätszone wird auf dem Erdglobus (mit Tag-/Nachtseite u. Dämmerungszone), der Weltkarte u. Fundamentalebene, mit wanderndem Kern- u. Halbschatten des Mondes, wiedergegeben. Genauigkeit der Sonnen- u. Mondposition 1 Bogensekunde. Alle technischen u. physischen Daten, durch jeweils umschaltbare Tafeln, abrufbar, wie geogr. Länge u. Breite der Zentrallinie, Finsternisdauer usw. Sonnenrotation mit sporadisch auftretenden Sonnenflecken. Zusätzl.: Gradnetze, abrufbare Städtenamen, 4 Vergrößerungen u. zwei Erweiterungen des Himmelsausschnitts mit Sternen u. Planeten (Inform. durch Anklicken) u. Wiedergabe aller Merkur- u. Venusdurchgänge. Die Spaceglobe ist selbsterklärend. Der Begleittext enthält historische Sonnenfinsternisse, durch Datum- u. Zeiteingabe nachvollziehbar, sowie ausführliche Erklärungen über die Entstehung der Finsternisse, Sonnenflecke u. a. m.

Beschreibung[de]

Der elektronische Sonnenglobus ist ein dreidimensionales, dreh- und neigbares Präzisionsinstrument. Über 10 000 Jahre zeigt der Globus, in verkleinerter Dimension, im ECHTZEITABLAUF mit fortlaufender Datum- und Zeitangabe, vom 1.1.5001 v. Chr. bis 31.12.4999 n. Chr., über 20 000 Finsternisse.

Nach Datum- und Zeiteingabe wird der Finsternisverlauf am Sonnenglobus, in Echtzeit (laufd. Zeitanzeige), mit Finsternisphase, Korona, Perlschnurphänomen und Protuberanzen, wiedergegeben. Echtzeitablauf auch auf dem Erdglobus mit Tag-/Nachtzeit, Dämmerungszone und abrufbare Städtenamen. Die Globus-Schaltung neigt und dreht den Sonnen- oder Erdglobus in jede Richtung.

Zusätzlich wählbar: verschiedene Gradnetze, vier Vergrößerungen (Teleskop) und zwei Erweiterungen des Himmelsausschnitts - ebenfalls jeweils mit fortlaufender Datum- und Zeitangabe. Der Ausschnitt zeigt Planeten und Sterne nahe der scheinbaren Sonnenbahn (Ekliptik). Inform. zu den Planeten, Sternen und Phänomenen, durch jeweils umschaltbare Tafeln.

Ab Datumeingabe stehen die nächsten 22 Finsternisse zur Wahl. Der gesamte Ablauf wird am Sonnen-, Erdglobus, Weltkarte und Fundamentalebene wiedergegeben (wahlweise umschaltbar), ebenso der wandernde Kern- und Halbschatten des Mondes auf der Fundamentalebene, unter Angabe der Finsterniselemente. Die SPACEGLOBE ist selbsterklärend.

Alle technischen und physischen Daten in Tabellenform abrufbar, wie geogr. Länge und Breite der Zentrallinie, Begrenzung, Breite in Kilometern, Totalitätsdauer, Zentralmeridian, Achsenlage, ekliptikale, äquatoriale und horizontale Koordinaten usw. Genauigkeit der Sonnen- und Mondposition: 1 Bogensekunde. Sonnenrotation mit sporadisch auftretenden Sonnenflecken. Wiedergabe aller Merkur- und Venusdurchgänge vor der Sonne für 10 000 Jahre, einschließlich der Daten.

Die Farbe des Himmels ist dem jeweiligen Sonnen- und Finsternisstand angepaßt.

Zeiteingabe in Welt- oder Dynamischer Zeit.

Nach Datumeingabe stehen die Tasten A/K/D zur Wahl. Weltzeiteingabe: Taste >A< mit automatisch interner Berechnung des Korrektionswerts ΔT auf 1 Zeitminute genau. Die Zonenzeit weicht 1 Stunde von der Weltzeit ab. Um Weltzeit zu erhalten, ist von der mitteleuropäischen Zeit (MEZ) 1 Stunde zu subtrahieren (Weltzeit= MEZ minus 1 Stunde. Sommerzeit: Weltzeit= MEZ minus 2 Stunden).

Taste >K< zur Eingabe der Weltzeit und des jeweiligen Korrektionswerts ΔT, nach Tabelle S. , für Bogen- und Zeitsekundengenauigkeit. Alle Zeitangaben beziehen sich danach auf Weltzeit.

Der Korrektionswert ΔT ist die Differenz zwischen der konstant und gleichförmig ablaufenden künstlichen Dynamischen Zeit (TDT) und der ungleichförmig, unregelmäßig ablaufenden Weltzeit (UT). Taste >D<: Eingabe der Dynamischen Zeit, wobei ΔT entfällt (S. ), so daß alle Zeiten Dynamische Zeiten sind.

Datum, Uhrzeit und geogr. Eingabe Datum: 1.4.1982 (Taste >K<) Uhrzeit: 12 (12 Uhr UTΔT Tab. S. ) Geogr. Breite: 50 Geogr. Länge: 7 Ortsname: Frankfurt/M. Höhe über NN in Meter: 200

Jede Eingabe mit Return- oder Entertaste abschließen

Geogr. Längen-, Breitengrade und Höhe über dem Meeresspiegel, nach einer Welt- oder topographischen Karte. (Fig. 1)

Die Sonne

Im Sonneninneren herrschen Temperaturen bis zu 20 Millionen Grad, während die Oberflächentemperatur bei etwa 6000°Grad liegt. Der Druck beträgt einige 100 Mrd. at, der Masseverlust durch Ausstrahlung pro Sekunde rund 4.3 Mrd. kg, dabei verliert die Sonne in 10 Mrd. Jahren bei gleichbleibender Leuchtkraft nur 0.1% ihrer Masse (1.9891 · 10³º kg). In 5 Mrd. Jahren sind nur rund 2% verbraucht, so daß noch mehrere 10 Mrd. Jahre ungestört Energie im gleichen Maße ausgestrahlt wird.

Energie und Leuchtkraft entstehen größtenteils durch atomare Kernprozesse, wobei 4 Wasserstoffatome zu einem Heliumatom verschmolzen werden - dabei entsteht nur eine geringe Energie, aber durch Größe und Anzahl der Kernprozesse ergibt sich eine Gesamtausstrahlung von 5.2 · 10²³ PS/Sek.

Die Sonne besitzt eine deutlich sichtbare Abgrenzung, in der Materiedichte und Gasdruck innerhalb 500 km auf Nullwerte sinken und die als Sonnenoberfläche angesehen wird.

Die zu Millionen brodelnd aufsteigenden Gasblasen werden Granulen genannt. Ihr mittlerer Durchmesser liegt bei 700 km, die Lebensdauer bei 8 Min. Die Granulation entsteht infolge heißer und heller aufsteigender, gegenüber kühlerer, abfließender Materie. Nahe dem Sonnenrand werden höhere und kühlere Gase beobachtet (Randverdunklung), während inmitten der Sonnenscheibe tiefere und heißere Schichten sind, die daher wesentlich heller erscheinen.

Mit bloßem Auge sehen wir die blendend helle Photosphäre (Lichthülle), die ihre äußere Licht- oder Spiegelglanzschicht bildet. Diese Lichtglanzschicht reicht bis zu 500 km Höhe. Die hohe Lichtintensität ist durch alleinige Kernfusion nicht zu erklären. Infolge ihrer bedeutenden Größe wird das Licht unzähliger Sterne auf der kugelförmigen Lichtglanzschicht der Photosäure, nach den optischen Gesetzen der Lichtspiegelung vergrößert abgebildet, und verstärkt widergespiegelt.

Wir sehen eine strahlendhelle aber kleine Sonnenscheibe (1 Pfennigstück in 1.8 m entspricht ihrem scheinbaren Winkeldurchmesser [0°31&min;59&min;&min;]). Wegen ihrer großen Entfernung (1.496 Mill. km) sehen wir die 1 392 000 km große Sonne nur unter diesem kleinen Winkel (0.533127° · 149 600 000 km= 1 392 000 km). Auf dem sonnennächsten Planeten Merkur vergrößert sich ihr scheinb. Winkeldurchmesser auf 1°44&min; (1 Pfennigstück in 0.5 m Abstand). Mit 1.4 g cm³ entspricht ihre mittl. Dichte der der Riesenplaneten Jupiter, Saturn und Uranus. Schwerebeschleunigung 274 m s-2 (das 28fache der irdischen Schwerkraft). Geschwindigkeit zur Aufrechterhaltung einer Kreisbahn 437 km/Sek. · √= Entweichgeschwindigkeit 618 km/Sek. (Erde 11 km/Sek.). 109 aneinandergereihte Erdkugel ergeben den Sonnendurchmesser. Volumen der Sonne 1.412 · 10¹&sup8; km³ (Erde 1083.32 · 10&sup9; km³).

Auf der Oberfläche finden gewaltige Entladungen und Gasausbrüche statt, dabei werden die Gase (Protuberanzen) mit 700 km/Sek. bis zu 2 Mill. km Höhe geschleudert. Der nicht auf die Sonne zurückfallende Rest verursacht magnetische Störungen der irdischen Ionosphäre (beeinflußt den Rundfunkverkehr), verursacht Polarlichter usw. Zusammenhänge zwischen Dürreperioden und Sonnenaktivität konnten nachgewiesen werden.

Die Sonnenflecke wurden teleskopisch 1610 entdeckt, Größere jedoch schon viel früher mit bloßem Auge beobachtet - sie sind die Eruptivvulkane der Sonne (Fig. 29 und Fig. 30). Die herausgeschleuderte Materie kann mit speziellen Teleskopen (Koronographen), oder bei totalen Sonnenfinsternissen als Protuberanz, am Sonnenrand beobachtet werden. Dabei handelt es sich um Materieballungen bzw. -wirbel, die infolge der Sonnenrotation und starker Zentrifugalbeschleunigung die plastische Sonnenoberfläche durchbrechen können, ähnlich den irdischen Vulkanen. Die Zentrifugalbeschleunigung ist im Äquatorbereich maximal wirksam, so daß die Sonnenflecke hauptsächlich dort auftreten, selten zwischen ±40° und ±50° heliozentrischer Breite, niemals darüber.

Die trichterförmige Öffnung der Sonnenflecke (Umbra) erscheint pechschwarz, da beim Oberflächendurchbruch die nur 500 km hohe Lichthülle zerrissen wird. Der aufgeworfene Wall (Penumbra) ist heller, da dieser nach oben erweiterte Kugel durch Vibrationen zum Eigenleuchten angeregt wird. Der veränderte Richtungswinkel der Trichter, ihre Höhen- oder Tiefenlage gegenüber der Wallform, ist als das Schülen-Wilson-Phänomen bekannt.

Die plastische Eigenschaft der Sonnenoberfläche, die bestrebt ist die entstandenen Öffnungstrichter zu schließen, führt zu den schnell fließenden Veränderungen der Sonnenflecke. Die dunklen Flecke sind mit hellen Lichtadern sog. Sonnenfackeln umgeben, die dem Beobachter infolge der Randverdunklung, jedoch nur nahe des Sonnenrandes, deutlicher sichtbar werden. Diese Sonnenfackeln sind das infolge des Durchbruchs entstandene Wogen der Photosphäre.

Der Apotheker und Amateur-Astronom Heinrich Schwabe (1789-1875) entdeckte bei seinen seit 1846 systematisch durchgeführten Sonnenbeobachtungen die elfjährige Sonnenfleckenperiode. Nach dem Minimum erscheinen die ersten Flecke zu Anfang eines neuen Zyklus zwischen ±30° und ±45° heliogr. Breite. Mit fortschreitendem Zyklus nähert sich die Aktivitätszone dem Sonnenäquator. Während in Äquatornähe die Flecken des alten Zyklus vergehen, beginnt in höheren Breiten die neue Fleckenaktivität. Im Max. treten sie bei ±16° Breite auf.

Die herausgeschleuderte Materie unterliegt der Gravitation und den magnetischen Kraftfeldern der Sonne, so daß die Protuberanzen entlang der Feldlinien, zurück zur Oberfläche sinken.

Sonnenflecke treten meist paarweise bzw. bipolar auf, wobei der eine Fleck den magnetischen 'Nordpol', der andere den 'Südpol' bildet. Z. Zt. des Maximums der Fleckenaktivität, kehrt sich das Verhältnis um: der in Richtung zur Sonnenrotation vorausgewanderte, zuvor negative Fleck ist dann der positive. Die magnetischen Eigenschaften der Nordhalbkugel sind stets umgekehrt zu denen der Südhalbkugel und wechseln ebenfalls mit dem elfjährigen Rhythmus der Fleckenaktivität, so daß die Gesamtaktivität 22 Jahre dauert.

Wegen der gasförmigen Oberflächenbeschaffenheit ist kein Bezugspunkt vorhanden, ab der die heliozentrische Länge gezählt werden kann. Der Zentralmeridian am 1. Januar 1854 12 Uhr DT, ist daher der international festgelegte Nullmeridian. Von diesem sog. Carringtonschen Zentralmeridian wird die heliographische Länge (0° . . . 360°) nach Westen gezählt. Nach Ablauf einer synodischen Rotation (durchschnittlich 27.275 Tage) bildet er wieder den Zentralmeridian. Die Carringtonsche Sonnenrotation beginnt daher jeweils bei 0 Grad heliogr. Länge (ZM= 0°). Carrington führte eine Numerierung dieser Rotation ein. Am 17.1.1996 beginnt die Rotation Nr. 1905 (Zm= 0°), am 13.2.1996 Nr. 1906 usw.

Die differentielle Sonnenrotation entdeckte Richard Carrington 1863. Die Sonne rotiert danach nicht wie ein starrer Körper - am Äquator ist die Rotationszeit maximal (synodisch 26.9 Tage, siderisch 25.03 Tage) und mit zunehmender heliogr. Breite abnehmend. Bei Beobachtung höherer oder tieferer Schichten der Oberfläche sind ebenfalls unterschiedl. Rotationszeiten festzustellen. Die Festlegung des Zentralmeridians nach Carrington gilt für ±16° heliogr. Breite (sider. Rotationszeit 25.38 Tage, synodisch 27.275 Tage), da die meisten Sonnenflecken dort beobachtet werden.

Sonnenfinsternisse

Wäre der Mond weiter entfernt oder sein scheinbarer Durchmesser wesentlich kleiner, könnten totale Sonnenfinsternisse nicht entstehen - es bliebe stets ein mehr oder weniger breiter strahlenheller Ring um den dunklen Mond sichtbar. Nicht nur, daß der Mond im Verhältnis zur Erdgröße und -masse als "Doppelplanet" eingestuft werden müßte (alle anderen Monde im Sonnensystem sind im Verhältnis zum Planetendurchmesser winzig), haben wir, das eindrucksvolle Naturschauspiel einer totalen Sonnenfinsternis, diesem einmaligen Größen- und Entfernungsverhältnis Sonne-Erde-Mond zu verdanken. Die Sonne ist zwar 400mal weiter entfernt aber dafür auch 400mal größer, so daß beide annähernd den gleichen scheinbaren Winkeldurchmesser besitzen. Infolge dieser kosmischen Präzision entsteht die totale Bedeckung der Sonne.

Die in Deutschland notierte erste Sonnenfinsternis stammt aus der Metzer Handschrift 538 n. Chr.

Kaiser Ludwig I, der Fromme, starb am 20.6.840 bei Ingelheim/Rhein vor Schreck über eine hereinbrechende Sonnenfinsternis.

Die früheste überlieferte Sonnenfinsternis war vor 4100 Jahren. Im alten China glaubte das Volk bei einer Sonnenfinsternis verschlinge ein Drache die Sonne, der nur durch viel Lärm, Heulen, Knallen und Trompeten, verscheucht werden könne, es mußte ihm solcher Schrecken eingejagt werden, daß er die Sonne wieder ausspie. Für die Vorwarnungen solcher schrecklichen Ereignisse waren die Hofastronomen Hi und Ho zuständig, die jedoch, nach dem Bericht der Chung K'ang Chronik, der Trunksucht frönten und darüber den Kalender vernachlässigten, so daß der Drache ohne vorherige Gegenmaßnahmen die Sonne für immer zu verschlingen drohte. Hi und Ho wurden öffentlich hingerichtet.

Datum: 22.10.-2136 (Taste >D<) Uhrzeit: 15.2518 (15 Uhr 25 Min. 18 Sek.) Geogr. Breite: 18.0724 (18°7&min;24&min;&min; nördl. Br.) Dyn. Länge: -53.1130 (-53°22&min;30&min;&min; dynamische Länge) Ortsname: - Höhe NN: 0 Taste >F<.


Die Finsternis vom 31. Juli 1063 v. Chr. wurde von den Babyloniern notiert. Die Keilschrift lautet: "Am 26. Tage des Monats Sivan im 7. Jahr wurde der Tag zur Nacht und Feuer entstand."

Datum: 31.7.-1062 (Taste >D<) Uhrzeit: 11.4218 Geogr. Breite: 30.5548 Dyn. Länge: 4.3348 Ortsname: - Höhe NN: 0 Taste >F<.


Die Finsternis vom 6.4.648 v. Chr. wird vom griechischen Dichter Archiochos erwähnt: "Schwöre nicht Unmögliches, wundere Dich über nichts, seit Zeus den Mittag zur Nacht machte, die Sonnenstrahlen versteckte und wehe Furcht den Menschen packte."

Datum: 6.4.-647 (Taste >D<) Uhrzeit: 13.3648 Geogr. Breite: 50.5724 Dyn. Länge: -23.2854 Ortsname: - Höhe NN: 100 Taste >F<.

Datum, dynamische Uhrzeit und Ort für die Finsternismitte

Die Aufzeichnungen alter Chronisten enthalten viele Hinweise auf spektakuläre Finsternisse, die besonders den Historikern ermöglichen, Daten von wichtigen geschichtlichen Ereignissen genau zu bestimmen. So war bekannt, daß Anfang des 6. Jahrhunderts eine Schlacht zwischen Lydiern und Medern unter ihren Königen Alyattes und Cyaxares entbrannte. Ein Chronist des Altertums berichtet (Herodot 1,74): "Krieg war zwischen Lydiern und Medern ausgebrochen und tobte 5 Jahre lang mit wechselndem Erfolg . . . als während eines Kampfes im 6. Jahr das Schlachtgetümmel heftig anwuchs, wurde der Tag plötzlich zur Nacht . . ."

Dabei handelt es sich um die Finsternis vom 28.5.585 v. Chr., so daß auch das Datum der Schlacht feststeht. Nach Eintritt des den Ioniern von Thales aus Milet vorhergesagten Naturschauspiels, entstand unter den Söldnern ein gewaltiges Angstgeheul, woraufhin sie sogar allen Kampf sein ließen und Frieden miteinander schlossen.

Datum: 28.5.-584 (Taste >D<) Uhrzeit: 19.0112 Geogr. Breite: 39.5324 Dyn. Länge: -107.38 Ortsname: - Höhe NN: 0 Taste >F<.


Die Finsternis vom 30.4.463 v. Chr. beschrieb der griech. Dichter Pindar: "Oh Sonnenstrahl, der Du weit blickst, was wirst Du ersinnen? Ach höchster der Sterne, der Du uns beim Licht des Tages entrissen bist! Warum hast Du die Macht des Menschen und die Pfade der Weisheit verwirrt, indem Du nun auf dunklen Wegen forteilst? Gott kann das reine Licht des Tages in eine dunkle Wolke einhüllen."

Datum: 30.4.-462 (Taste >D<) Uhrzeit: 16.0748 Geogr. Breite: 34.45 Dyn. Länge: -63.1948 Ortsname: - Höhe NN: 0


Finsternis des Dichters und Chronisten Thukydides vom 3.8.431 v. Chr.: "Zu Beginn eines Mondmonats wurde am Nachmittag die Sonne verfinstert, dabei wurden einige Sterne sichtbar."

Datum: 3.8.-430 (Taste >D<) Uhrzeit: 18.1254 Geogr. Breite: 83.3254 Dyn. Länge: -92.4106 Ortsname: - Höhe NN: 0


Agathokles, Flottenbefehlshaber aus Syrakus, wurde am 15.8.310 v. Chr. vor Afrikas Nordküste von einer Finsternis überrascht, wo er Krieg mit den Karthagern führte (Diodor 20.5): "Am nächsten Tage ereignete sich eine Finsternis bei der viele Sterne sichtbar wurden."

Datum: 15.8.-309 (Taste >D<) Uhrzeit: 11.1906 Geogr. Breite: 36.1436 Dyn. Länge: 10.4548 Ortsname: - Höhe NN: 0


Finsternis des Hipparch 20.11.129 v. Chr.: "In Alexandria wurden 4/5 (80%) der Sonne verfinstert, während sie im Hellespont total war."

Datum: 20.11.-128 (Taste >D<) Uhrzeit: 15.3424 Geogr. Breite: 37.33 Dyn. Länge: -56.2148 Ortsname: - Höhe NN: 0


Der österreichische Maler und Dichter Adalbert Stifter erlebte in Wien die Sonnenfinsternis vom 8.7.1842: "Es gibt Dinge, die man fünfzig Jahre weiß, und im Einundfünfzigsten erstaunt man über die Schwere und Furchbarkeit ihres Inhalts. So ist es mir mit der totalen Sonnenfinsternis ergangen, welche wir in Wien am 8.7.1842 in den frühen Morgenstunden bei günstigem Himmel erlebten. - Nie in meinem ganzen Leben war ich so erschüttert von Schauer und Erhabenheit wie in den zwei Minuten, es war nicht anders, als hätte Gott auf einmal ein deutliches Wort gesprochen, und ich hätte es verstanden."

Datum: 8.7.1842 (Taste >D<) Uhrzeit: 6.5530 Geogr. Breite: 51.4436 Dyn. Länge: 77.1642 Ortsname: - Höhe NN: 0


Die Mondbahnebene ist gegenüber der Erdbahnebene (Ekliptik) um 5° geneigt, so daß Finsternisse nur bei Neumond (Sonne-Mond- Erde in einer Linie) und nahe eines der beiden Schnittpunkte (Mond-/Erdbahn) eintreten können (ekliptikale Breite des Mondes nahe 0°). Bei max. ekl. Breite kann er bis zum 10fachen seines Durchmessers nördlich oder südlich der Sonne vorüber ziehen. Erreicht der Mond bei Neumond den auf- oder absteigenden Knoten seiner Bahn (Drachenkopf und Drachenschwanz bei den Chinesen), muß es zwangsläufig zu einer Bedeckung kommen (ekl. Breite der Sonne stets 0°).

Die Mondknoten wandern täglich ein Stück nach Westen und brauchen für einen Umlauf 18.6 Jahre. Da der Knoten der Sonne entgegenwanderte, braucht sie nur 346.62 Tage um wieder denselben Knoten zu erreichen. Der Mond erreicht durchschnittlich alle 29.5306 Tage die gleiche Phase (Neumond). Eine Finsternis kann daher nur entstehen wenn ein Vielfaches von 29.5306, gleich dem von 346.62 ist, was nach 223 Neumonden und 19maligem Durchgang der Sonne durch den Mondknoten nahezu erreicht ist.

Sarosperiode:

29.5306 · 223= 6585.32 Tage

346.62 · 19= 6585.78 Tage.

Aus diesem Grunde kann dieselbe Finsternis erst nach Ablauf einer Sarosperiode (6585.32 Tagen oder 18 Jahren 11.3 Tagen [bei 4 Schaltjahren] bzw. 18 Jahren 10.3 Tagen [bei 5 Schaltjahren]) sich wiederholen. Bei ganzzahligem Verhältnis entstünde die Finsternis wieder am selben Ort. Da die Sarosperiode eine volle Anzahl an Tagen und 1/3 Tag enthält, drehte sich die Erde um 360° mal 0.3 Tage= um 120 Grad weiter, so daß sich dieselbe Finsternis nach 18 Jahren 11.3 Tagen für ein 120° westlicher gelegenen Erdort wiederholt. Es laufen aber mehrere solcher Perioden nebeneinander ab, daher treten innerhalb eines Jahres mehrere Finsternisse ein. Eine Sarosperiode mit einem Saros Abstand geht nach etwa 12 bis 15 Jahrhunderten in einen anderen Saroszyklus über.

Während des Durchgangs, durch den auf- oder absteigenden Mondknoten, entstehen mehrere Finsternisse, anschließend wieder nach einem 1/2 Jahr, beim Passieren des anderen Knotens. Pro Jahr müssen mindestens 2 Sonnenfinsternisse eintreten. Eine totale Finsternis ist auf ständig wechselnde Orte beschränkt. Für ein und denselben Ort ist eine totale Finsternis ein seltenes Ereignis, das nur etwa alle 200 Jahre einmal eintritt.

Das Ende des Kernschattenkegels des Mondes wird als Zentrallinie bezeichnet, der bei einer Sonnenfinsternis bis zum Erdboden reicht (Fig. 2). Diese Totalitätszone, mit nördlicher und südlicher Begrenzung des Schattenkegels, kann etwa 300 km breit werden. Wegen Mondbewegung und Erdrotation streicht dieser Kernschattenkegel im Mittel mit 2100 km/h über die Erdoberfläche. Die Totalität bei der der Mond die Sonne zu 100% bedeckt, dauert daher am Äquator nicht länger als 7.6 Min. (max. 6.5 Min. auf 45° geogr. Breite).

Vom Flugzeug oder einer Anhöhe und bei sehr schmaler Sonnensichel, etwa 1 Minute vor und nach der Totalität, ist das unheimlich wirkende herannahen der sog. "fliegenden Schatten" zu bemerken - dunkle Streifen etwa 4 bis 5 pro Quadratmeter. Diese Luftschlieren bewegen sich mit etwa 1 km/Sek. über den Erdboden.

Die Ausdehnung des vom Halbschatten begrenzten Finsternisgebiets umfaßt mehrere 1000 km (Fig. 2). Der Bedeckungsanteil ist vom Standort innerhalb des Finsternisgebiets, bedingt.

Ist der Winkeldurchmesser des Mondes etwas größer als der der Sonne, ist die Finsternis total (>100%). Reicht der Kernschattenkegel gerade bis auf den Erdboden (Sonnen- und Monddurchmesser sind gleich), schrumpft die Totalitätsdauer auf einen Moment zusammen (t), dann tritt das sog. Perlschnurphänomen auf, worauf schon 1715 Halley und 1737 MacLaurin hinwiesen und von F. Bailey 1836 genauer beschrieben wurde (im Englischen daher auch "Baily's beards").

Das dann erscheinende sog. Perlschnurphänomen, entsteht infolge des Mondprofils. Das Sonnenlicht kann noch durch die Täler und Ebenen der Berge des zerklüfteten Mondrandes strahlen, der dabei in viele, wie Diamanten funkelnde Lichtpunkte aufgelöst erscheint.

Ist der scheinb. Winkeldurchmesser der Sonne etwas größer als der des Mondes, ist die Finsternis ringförmig (>98%). Eine Finsternis kann zuerst ringförmig, dann total werden "rt". Eine ringförmige Sonnenfinsternis dauert max. 12.4 Minuten.

Fällt auf einen Teil der Erde nur der Mondhalbschatten, streicht der Kernschattenkegel des Mondes also nördlich oder südlich an den Erdpolen vorbei, können nur teilweise oder partielle Finsternisse entstehen.

Allg. Bezeichnung der Finsternis Totale, zentrale Finsternis (mit Zentrallinie) t Totale, nichtzentrale (ohne Zentrallinie) (t) Ringförmige, zentrale Sonnenfinsternis r Ringförmige, nichtzentrale (r) Ringförmig-totale rt Partielle Finsternis p

Finsternisgebiete

Fig. 3: Gebiet (A): Auf Linie 2 geht die Sonne z. Zt. des Finsternismaximums auf (auf der Zentrallinie total, sonst partiell), auf Linie 5 z. Zt. des Finsternismaximums unter.

Für alle Orte auf Linie 1 beginnt die Verfinsterung bei Sonnenaufgang, für Orte auf Bogen 6 bei Sonnenuntergang. Auf Linie 3 endet die Finsternis bei Sonnenaufgang, auf Bogen 4 bei Sonnenuntergang. Diese Finsternis tritt in mittleren Breiten und im Äquatorbereich ein.

Fig. 4: Gebiet (B): Die Zentrallinie beginnt und endet im Aufgangsgebiet oder beginnt und endet im Untergangsgebiet, auf der Linie des Finsternismaximums. Dieser Finsternistyp ist nirgends mittags sichtbar und tritt in hohen geogr. Breiten auf. Die Linien des Auf- und Untergangsgebiets laufen in Punkt 5 zusammen. Dort steht die Sonne beim Finsternismaximum genau im Nord- oder Südpunkt des Horizonts. Nur im Polarbereich können Sonnenauf- und -untergang auf einen Ort zusammenfallen.

Fig. 5 Gebiet (C): Die Linien schneiden sich in Punkt 5 (Polarbereich), dort sieht ein Beobachter die Sonne z. Zt. des Finsternismaximums im Süden (fehlt die nörliche Grenze im Norden) am Horizont.

Fig. 6: Gebiet (D): Bei diesem Typ kann das Maximum der Finsternis nirgends zur Mittagszeit beobachtet werden.

Fig. 7 Gebiet (E): Partielle Finsternis. Eine Zentrallinie mit Totalitätszone fehlt. Die größte Verfinsterung tritt in Punkt 11 ein (sichtbar am Horizont). Dieser Punkt ist der minimalste Abstand zwischen Mondschattenachse und Erdmittelpunkt (Gamma).

Fig. 8: Gebiet (F): Bei diesem Typ entsteht ein kleines Totalitätsgebiet (15) auf der Linie Finsternismaximum bei Sonnenaufgang (am Horizont). 0.9972 < Gamma < 1.026.

Fig. 9: Gebiet (G): Dieser Finsternistyp ist entweder nur am Vor- oder Nachmittag sichtbar. Ein Auf- oder Untergangsgebiet fehlt. Die Sonne wird in diesem Gebiet nur ein wenig vom Mond gestreift. Die größte Verfinsterung tritt in Punkt 11 ein.

Fundamentalebene

Hier werden die Querschnitte der Kern- und Halbschatten des Mondes, auf eine senkrecht zur Schattenachse und durch den Erdmittelpunkt verlaufenden Ebene, projiziert. Sie bildet die Fundamentalebene für ein rechtwinkliges Koordinatensystem (x, y, z). Die x-Achse als Schnittpunkt der Fundamentalebene mit der Äquatorebene weist positiv nach Osten; die y-Achse zeigt positiv nach Norden; die z-Achse verläuft parallel zur Schattenachse und zeigt zum Mond (Fig. 10). x, y (11= Halbmesser des Halbschattens), (12= Halbmesser des Kernschattens auf der Fundamentalebene) und µ (Stundenwinkel der Schattenachse ab Greenwich) sind die Finsterniselemente (Fig. 11). Aus diesen Elementen werden die Finsternisverhältnisse für jeden Ort der Erdoberfläche bestimmt.

Finsternisverlauf auf der Fundamentalebene

Fig. 12: Gebiet (A): Die Markierungen der Linien AB bildet die nördl. Grenze, und die Linie EF die südl. Begrenzungslinie des Finsternisgebiets (A) - siehe Fig. 3. Die Buchstaben CD begrenzen die Länge der Zentrallinie. Sowohl Halb- als auch Kernschatten verlaufen über die Erde.

Fig. 13: Gebiet (B): Die Zentrallinie schneidet den Zentralmeridian erst außerhalb der Erde. Die Finsternis ist daher nirgends mittags sichtbar (s. Fig. 4). Die Zentrallinie beginnt und endet im Aufgangsgebiet der Erde, da die Zentrallinie CD auf der Fundamentalebene den Sonnenaufgangsrand der Erde zweimal schneidet.

Der Kernschattenkegel tritt am Sonnenaufgangsrand ein und wieder aus. Da der nörliche Teil des Halbschattens weit über den Erdrand hinausragt, fehlt die nördliche Begrenzungslinie des Finsternisgebiets der Fig. 4.

Fig. 14: Gebiet (C): Der nördliche Teil des Mondhalbschattens reicht über den Erdrand hinaus, so daß die entsprechende nördliche Begrenzungslinie AB in Fig. 5 fehlt. Die Finsternis ist jedoch zentral, da die Kernschattenachse CD innerhalb des Erdumrißkreises liegt (Gamma < 0.9972).

Fig. 15: Gebiet (D): Der nördliche Teil des Halbschattenquerschnitts AB verläuft nur knapp unterhalb des Erdrandes, so daß die nördliche Begrenzungslinie AB nur kurz werden kann (Fig. 6). Die Linie NB bildet noch ein kleines Sonnenaufgangsgebiet, so daß die Linie AB zur Vormittagslinie wird (Zentralmeridian: 12-Uhr-Linie).

Fig. 16: Gebiet (E): Der Kernschattenkegel des Mondes verläuft außerhalb des Erdrandes (Gamma größer als 0.9972), der jedoch noch zum Teil innerhalb des Halbschattens liegt; es ist daher nur eine partielle Sonnenfinsternis möglich (s. Fig. 7).

Fig. 17: Gebiet (F): Diese seltene Finsternis entsteht, wenn der Kernschattenrand den Auf- oder Untergangsrand der Erde streift - was nur in hohen Breiten vorkommt. Da die Kernschattenachse die Erdoberfläche nicht berührt, entsteht keine Zentrallinie (s. Fig. 8).

Fig. 18: Gebiet (G): Der Halbschattenrand CD des Mondes streift den Auf- oder Untergangsrand der Erde. Der Kernschatten schneidet die Zentrallinie NS nicht. Die Finsternis ist entweder nur vor- oder nachmittags sichtbar (s. Fig. 9).

Merkur- und Venusdurchgänge vor der Sonne

Merkur und Venus sind innere Planeten, die innerhalb der Erdbahn die Sonne umlaufen. Unter bestimmten Bedingungen ist es daher möglich, daß diese beiden Planeten die Sonnenscheibe überqueren können. Das ist der Fall, wenn sich eine untere Konjunktion (Planet zwischen Sonne und Erde) nahe einem Knoten der Planetenbahn ereignet. Merkurdurchgänge finden 13mal im Jahrhundert statt, während sich innerhalb eines Zeitraums von zweieinhalb Jahrhunderten nur 4 Venusdurchgänge ereignen. Bei Merkur besteht ein Wiederholungsrhythmus von 46 Jahren. Merkurdurchgänge ereignen sich in Abständen von 13, 7, 9.5, 3.5, 9.5 und 3.5 Jahren (Fig. 10).

Sonnen- und Erdglobus

Wiedergabe der Finsternisse auf dem Erdglobus. Zeit und Anblick frei wählbar. Städte anklickbar (Fig. 20, 21, 22, 23 und 24).

Datum: 11.8.1999 (Taste >K< ΔT 65 Sek.) Uhrzeit: 12 (12 Uhr UT= 13 Uhr MEZ) Geogr. Breite: 48.0818 (48°08&min;18&min;&min; n. Br.) Geogr. Länge: 11.3430 (11°34&min;30&min;&min; ö. L.) Ortsname: München Höhe NN: 500 Taste >F< Tafel (K): Finsternis wählen.


Spalte 1, 2 und 3: Datum und Zeit der Sonne-Mond-Konjunktion in Rektaszension (AR). Ab eingegebenem Datum stehen 22 Finsternisse zur Wahl.

Tafel H erscheint. Zeile 1 bis 5: Datum, Zeit, Breite und Länge der Finsternis für Anfang und Ende. Die Zentralität beginnt am 11.8.1999 um 9 h 30.3 m UT auf 41°2.8&min; n. Br. und -65°5&min; westl. Länge. Zeile 3: Mitte der Finsternis zu Mittag um 10 h 51.2 m UT auf 46°48.3&min; n. Br. und 18°31.6&min; ö. L. Die Finsternismitte zu Mittag oder Mitternacht wahrer Ortszeit bildet den Erdglobusmittelpunkt. Zeile 6: Minimaler Abstand Mondschattenachse- Erdmittelpunkt um 11 h 3 m UT (12 h 3 m MEZ) mit (Gamma) 0.5065 Erdradien. Liegt Gamma zwischen 0.968 und 0.9974 kann es vorkommen, daß trotz Zentralität keine nördliche oder südliche Begrenzung der Zentrallinie, bei totalen oder ringförmigen Finsternissen, existiert. Liegt Gamma zwischen 0.874 und 0.997 kann es vorkommen, daß es auch bei einer sonst zentralen Finsternis keine Zentrallinie zu Mittag oder Mitternacht existiert. Liegt Gamma zwischen 0.997 und -0.997, so ist die Finsternis zentral (Erdabplattung unberücksichtigt: Gamma= 1. Die Erdabplattung ist zu 1/298.25 berücksichtigt). Bei positivem Gamma findet die Finsternis auf der Nordhalbkugel, negativ auf der Südhalbkugel statt. Zeile 7 bis 11: Datum, Zeit und Positionswinkel des örtlichen Phasenablaufs. Der Positionswinkel wird hier vom Scheitelpunkt der Sonnenscheibe (Vertex) entgegen dem Uhrzeigersinn vollkreisig (0° . . . 360°) gemessen.

Zeile 12 bis 14: Datum und Zeit der max. oder größten Verfinsterung für den eingegebenen Ort (örtl. Verlauf), Positionswinkel, Dauer, Bedeckungsanteil in Prozent, Höhen- und Azimutangabe der Sonne für diesen Zeitpunkt.

Fig. 25: Ablauf der Finsternis am Sonnenglobus. (Erweiterungsstufe 1). Die Finsternis ist in München total sichtbar (100.87%). Dauer 2 Min. 15 s.

Tafel I zeigt die Daten für den örtl. Verlauf der totalen Finsternis in Hamburg, die dort nur partiell sichtbar ist, da dieser Ort nördlich der Zentrallinie, aber noch im Finsternisgebiet liegt. In Hamburg kann nur eine max. Verfinsterung von 88% beobachtet werden (Fig. 26). Für einen Ort auf der Zentrallinie ist die Sonne total bedeckt, wobei in Nachbarschaft der Sonne nur schwache Sterne sichtbar werden (Fig. 27).

Tafel J zeigt die Daten einer partiellen Sonnenfinsternis. Die größte Phase (78.7%) der Verfinsterung tritt um 9 h 37.8 m UT ein, auf 61°26.9&min; n. Br. und -33°42&min; westl. dyn. Länge. Der örtliche Verlauf dieser Finsternis für Frankfurt/M. zeigt lediglich einen Verfinsterungsanteil von 58% um 9 h 47.2 m DT. Spalte 3 zeigt, daß bei einer partiellen Finsternis, Gamma größer als 0.9972 ist. Fig. 28 zeigt die max. Phase für Frankfurt/M am Sonnenglobus.

Taste >T<

Tafel L. Spalte 1 bis 7: Datum, Zeit, geogr. Br. und Länge der Zentrallinie. Spalte 5: Jeweilige Sonnenhöhe von Auf- bis Sonnenuntergang (Refraktion unberücksichtigt). Spalte 6: Zeitdauer der Totalität (negativ, totale Finsternis, positiv, ringförmige Finsternis). Spalte 7: Breite der Totalitätszone in km.

Tafel M. Spalte 1 bis 6: Datum und Uhrzeit der geogr. Breite und Länge der nördlichen und südlichen Begrenzung der Zentrallinie.

Tafel N: Zeile 1 und 2: Ekliptikale Länge und Breite der Sonne. Äquinoktialpunkte Frühlingsanfang 0°, Herbstanfang 180°, Solstitialpunkte Sommeranfang 90° und Winteranfang 270° ekl. L. Zählung der Rektaszension ab Frühlingspunkt. Frühlingsanfang 0°, Sommeranfang 6 Uhr, Herbstanfang 12 Uhr, Winteranfang 18 Uhr.

Deklination: Abweichung der Sonne oder des Mondes (Zeile 27) vom Äquator (entspricht daher der geogr. Breite nach Zeile 9 [Sonne] und Zeile 31 [Mond mit Berücksichtigung der Erdabplattung]). Deklin. 0°= Stand auf dem Äquator, +90= Nordpol, -90° Südpol. Die Sonne kann jedoch nur ±23.5 vom Äquator abweichen, der Mond bis zu ±28.8°. Höhe und Azimut (Sonne Zeile 5 und 6) geozentrisch, Zeile 21 und 22 topoz. Horizont: Höhe= 0° (topoz. h -0°50&min;= Sonnen- oder Mondoberrand verschwindet am Horizont), Zenit +90°, Nadir -90°. Azimut: Süden 0°, Westen 90°, Norden 180°, Osten 270°, Süden (0°) 360°. Parallaxe Zeile 7: Halbmesser der Erde von der Sonne gesehen. Parallaxe Zeile 30: Halbmesser der Erde vom Mond gesehen. Zeile 8: Entfernung der Sonne in astronomischen Einheiten (1 AE= 149 597 870 km). Zeile 9 und 10: geogr. Breite und Länge des Orts mit der Sonne im Zenit. Zeile 31 und 32: Erdort für den der Mond im Scheitelpunkt des Himmels steht (Mond im Zenit, Höhe +90°). Zeile 11: Stundenwinkel des Frühlingspunktes. Uhrzeit des jeweiligen Rektazensionskreises im Nord-Süd-Kreis (Himmelsmeridian) des Standortes (eingegebener geogr. Längengrad= Nord-Süd-Linie). Ist die Rektaszension der Sonne oder des Mondes gleich der Ortssternzeit, stehen die Gestirne im Nord-Süd-Kreis des Standorts, dessen Länge eingegeben wurde. Zeile 12: Länge des Zentralmeridians der Sonne. Zeile 13: Heliogr. Breite (Erhebung der Erde über den Sonnenäquator). Zeile 12 und 13 geben an, für welchen Ort auf der Sonne die Erde im Zenit steht. Zeile 14: Positionswinkel der Rotationsachse (von Norden entgegen dem Uhrzeigersinn 0° . . . 360° gemessen). Zeile 15: Parallaktischer Winkel zwischen Nord- und Zenitrichtung.

Zeile 16: Scheinbarer geoz. Winkelhalbmesser der Sonne. Zeile 17 bis 22 wie 1 bis 6, nur auf den topoz. Horizont des Stand- oder Beobachtungsorts bezogen (Höhe über dem scheinbaren Horizont bei einer Augenhöhe von 0°. Refraktion unberücksichtigt). Zeile 33: Scheinb. Winkelhalbmesser des Mondes auf den Erdmittelpunkt bezogen. Zeile 43: Scheinb. Winkelhalbmesser des Mondes auf den Beobachtungsstandort bezogen. Zeile 44: Julianische Tage ab 1.1.4712 v. Chr. Zeile 34 und 35: Länge und Breite der Erde auf dem Mond (geozentr.), Zeile 41 und 42: topozentr. Zeile 36: Länge der Lichtgrenze. Zeile 37: Erhebung der Sonne über den Mondäquator. Zeile 38: Positionswinkel der Mondachse (vollkreisig entgegen dem Uhrzeigersinn ab irdischer Nordrichtung). Zeile 39: Positionswinkel der Mondphase. Zeile 40: Parallakt. Winkel zwischen Nord- und Zenitrichtung.

ANHANG

Die christliche Chronologie rechnet die Kalenderjahre ab Christi Geburt. Der mit der Festlegung des Kalenders beauftragte Mönch Dionysius Exiguus (500-556) irrte sich um 5 Jahre. Daneben wurde die Zahl "0" zwischen 1 v. Chr. und 1 n. Chr. außer acht gelassen. Die astronomisch-mathematische Zählung ist daher von der historischen zu unterscheiden.

1900 n. Chr. (hist.)= 1900 (astronom.)

1 n. Chr. (hist.)= 1 (astronom.)

1 v. Chr. (hist.)= 0 (astronom.)

2 v. Chr. (hist.)= -1 (astronom.)

4000 v. Chr. (hist.)= -3999 (astronom.)

Historische Jahresangaben v. Chr. sind um 1 zu vermindern und negativ einzugeben.

Datumeingaben ab 15.10.1582 beziehen sich auf den Gregor., davor auf den Julianischen Kalender.

Eine Reihe europäischer Länder verwendete bis ins 19. Jahrhundert den Julianischen Kalender. Zur Verwandl. in den neuen Stil gelten folgende Differenzen:

1.3.1500-29.2.1700= 10 Tage

1.3.1700-29.2.1800= 11 Tage

1.3.1800-29.2.1900= 12 Tage

1.3.1900-29.2.2000= 13 Tage

Die auf 0.1 Grad genaue Eingabe ist allgemein ausreichend. Für präzisere Eingaben mit Bogenminuten und Sekundengenauigkeit dienen folgende Beispiele:

Geogr. Koordinaten des Kölner Doms (Dachreiter): 50°56&min;33&min;&min; nördliche Breite und 6°57&min;33&min;&min; östliche Länge. Eingabe in der Form: Geogr. Breite : 50.5633. Geogr. Länge: 6.5633.

Nach der Gradzahl ein trennender Dezimalpunkt (bei Eingabe der geogr. Breite und Länge niemals Kommata verwenden), dahinter die Werte für Bogenminuten und Bogensekunden. Südliche geogr. Breite von Kapstadt: -33°58&min;06&min;&min;. Eingabe: Geogr. Breite: -335806.

Südliche geogr. Breite stets mit negativem Vorzeichen eingeben. Fehlende Stellen auffüllen: 56°1&min;1&min;&min;=56.0101; 1°1&min;10&min;&min;= 1.0110; -0°0&min;1&sec;=-0.0001.

Die geogr. Länge wird ab dem Nullmeridian in Greenwich gezählt: 180 Grad positiv in östlicher Richtung (z. B. 139°45&min;, östlicher Länge Tokio) und 180 Grad negativ nach Westen (z. B. -73°58&min; westlicher Länge New York). Die westliche geogr. Länge erhält ein negatives Vorzeichen. Eingabe stets in sexagesimaler Form: Grad, Bogenminuten und Bogensekunden (°, &min;, &min;&min;).

Die mitteleuropäische Zeit (MEZ) ist um 1 Stunde zu vermindern, um Weltzeit zu erhalten (bei Sommerzeit 2 Std.). Eingabebeispiel: Uhrzeit: 17.30095 (18 h 30 m 9.5 s MEZ). Fehlende Stellen mit Null auffüllen: 2 h 30 m 1 s= 2.3001.

Taste >A<: Eingabe Weltzeit, automatische Berechnung des Korrektionswerts ΔT auf 1 Zeitminute (UT=TDT-ΔT).

Taste >K<: Eingabe Weltzeit und des Korrektionswerts ΔT nach Tab. S. 24 für sekundengenaue Berechnung (UT=TDT-ΔT).

Taste >D<: Jede Zeiteingabe ist terrestrial dynamical time (TDT= kurz: DT), die sich um die Differenz ΔT von der Weltzeit unterscheidet (TDT=UT+ΔT oder TDT=TAI+32.184 Sek. TAI= internationale Atomzeit).

Sowohl die eingegebene als auch die ausgegebene Länge eines Ortes bezieht sich dann nicht mehr auf den geographischen Nullmeridian von Greenwich, sondern auf den dynamischen Nullmeridian, der sich auf der geogr. Länge 0.0041781° · ΔT (ΔT in Zeitsekunden) östlich des geogr. Nullmeridians befindet.

Aus dynamischer Länge und Zeit erhält man geogr. Länge und Weltzeit mittels folgender Korrektion: UT=TDT-ΔT.

Geogr. Länge= östl. dynamische Länge+0.0041781° · ΔT.

Geogr. Länge= westl. dynamische Länge+0.0041781 · ΔT.

ΔT=TDT-UT

Die sehr genaue Zeitbestimmung mit Quarz- und Atomuhren förderte zutage, daß die Erdrotation geringfügig unregelmäßigen Schwankungen und einer Verlangsamung, infolge der Gezeitenreibung, unterliegt.

Die Gangabweichung der Erdrotation, die sich im Laufe der Zeit beträchtlich aufsummiert, betrug z. B. 1871 -0.005 Sek. und 1907 +0.002 Sek. Diese Fluktuationen haben wahrscheinlich ihren Grund in Massenverlagerungen im Erdinneren und meteorologischen Vorgängen. Infolge der Gezeitenreibung nimmt die Erdrotation 0.0016 Sek. im Laufe des Jahrhunderts ab.

Die Zeitbestimmung aus astronomischen Beobachtungen ist nicht sehr konstant; man ist daher von einer völlig gleichmäßig ablaufenden künstlichen Zeit (Inertialzeit TDT) ausgegangen, wie sie heute von Atomuhren am besten wiedergegeben wird.

Die UT läßt sich nicht voraussehen, da die Fluktuationen nicht vorausberechenbar sind. Der genaue Korrektionswert ΔT läßt sich daher nur aus rein astronomischen Mondbeobachtungen (Sternbedeckungen, Finsternissen), oder mit Atomuhren im Vergleich mit Meridiandurchgänge, der Sterne bestimmen.

Die Differenz (ΔT) zwischen UT und der mit Atomuhren kontrollierten TDT, summiert sich im Laufe der Zeit beträchtlich auf und betrug z. B. 1951 Jahre v. Chr. +11 Std. und 34 Min.

Um den Korrektionswert ΔT für vergangene und zukünftige Jahrhunderte auf eine Minute genau zu erhalten, gilt diese Näherung: ΔT= 24.349+72.318 T· 29.95 · T ²+(Fluktuationen).

ΔT in Jahrhundert ab 1900 (2499-1900)/100=T 5.99=T²=35.88.

ΔT im Jahre 2499=1532 Sek. (Eingabe stets in Sek.).

Der jeweilige sekundengenaue Korrektionswert ΔT wird in den jährlich erscheinenden astronom. Jahrbüchern angegeben, z. B. "Kalender für Sternfreunde", J. A. Barth-Verlag, Leipzig.


Anspruch[de]
  1. Der Sonnenglobus ist gekennzeichnet durch eine erstmalige Ausführung. Die naturgetreue Wiedergabe umfaßt alle Phänomene, vom 1.1.5001 v. Chr. bis 31.12.4999 n. Chr., wie Sonnenfinsternisse, Sonnenflecken, Protuberanzen, Korona, Sterne und Planeten nahe der Sonne usw.

    Der Sonnenglobus zeigt den Verlauf der Finsternisse in ECHTZEIT (mit laufender Zeitangabe), der Erdglobus, mit Tag-/Nachtseite und Dämmerungszone, die Totalitätszone und das Finsternisgebiet, die Fundamentalebene den wandernden Kern- und Halbschatten des Mondes.

    Wiedergabe aller Merkur- und Venusdurchgänge für 10 000 Jahre, mit Ein- und Austrittszeiten, Durchgangszeit usw. Zusätzl.: Gradnetze, Vergrößerungen (Teleskop) und Erweiterung des Himmelsausschnitts mit Sternen und Planeten. Informationen durch Anklicken. Alle technischen und physischen Daten in Tabellenform abrufbar.

    Das drehbare, dreidimensionale Präzisionsinstrument dient nicht nur der verbesserten Sonnen- und Finsternisbeobachtung, neben seinem wissenschaftlichen Wert ist der Globus, auch für jedermann, interessant und lehrreich.

    Der Erfindung liegt die Aufgabe zugrunde, alle Finsternisse in Vergangenheit, Gegenwart und Zukunft, in ihrem naturgetreuen Ablauf, über einen Zeitraum von 10 000 Jahren, wiederzugeben.






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