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Die Erde umrundet die Sonne innerhalb von 365,256 Tagen (siderisches Jahr) auf einer leicht elliptischen Bahn zwischen 147,1 und 152,1 Millionen km (0,98 bis 1,02 AE) Entfernung. Dabei wird sie von einem vergleichsweise grossen Mond begleitet, der für einen Umlauf um die Erde im Mittel 27,32166 Tage benötigt.
Die Erde als Beobachtungsort
Unsere Erde dreht sich - relativ zu den Sternen - alle 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden einmal um ihre Achse (Sterntag); nach jeweils dieser Zeit überschreiten alle Sterne den Meridian eines Beobachters. Da sich die Erde während eines Sterntages im Mittel um knapp 1" auf ihrer Bahn um die Sonne weiterbewegt, daürt die Zeit zwischen zwei Meridiandurchgängen der Sonne fast 4 Minuten länger: Die Daür dieses "mittleren" Sonnentages ist auf 24 Stunden festgelegt.
Dabei steht die Rotationsachse der Erde nicht senkrecht auf der Erdbahnebene, sondern ist um rund 23,45" aus der Senkrechten gekippt. Wie alle rotierenden Körper zeigt auch die Erde hinsichtlich der Ausrichtung ihrer Drehachse ein grosses Beharrungsvermögen. Daher kann man die Lage der Achse im Raum zumindest über die Daür eines Umlaufs - in erster Nährung als unverändert ansehen; über längere Zeitraume macht sich dagegen eine kreiseltypische Präzessionsbewegung bemerkbar, die eine allmähliche Verschiebung der Polrichtung bewirkt.
Durch die - räumlich nahezu konstante Schiefstellung der Erdachse verändert sich im Laufe eines Jahres die Ausrichtung der Erde relativ zur Sonne: So ist erst die Nordhalbkugel der Erde um rund 23,5" in Richtung zur Sonne "gekippt", ein halbes Jahr später dagegen die Südhalbkugel. Im einen Fall erreicht die Sonne bei uns die grösste Mittagshöhe, im anderen entsprechend die geringste. Beide Male, wenn die Sonne ihre "Höhenwanderung" umkehrt, feierten unsere frühen Vorfahren den Tag der Sonnenwende; kein Wunder, dass diese Fixpunkte auch heute noch als Sommer- und Winteranfang in unseren Kalendern zu finden sind.
Beide Bewegungen der Erde bestimmen in ihrer Kombination den im Rhythmus der Jahreszeiten variierenden Wechsel von Tag und Nacht und damit die astronomischen Beobachtungsmöglichkeiten. So bringt der Sommersonnenwendtag den längsten Tag des Jahres (auf 50" nördlicher Breite steht die Sonne dann knapp16,5 Stunden über dem Horizont), der Wintersonnenwendtag entsprechend die längste Nacht (dann bleibt die Sonne fast 16 Stunden unter dem Horizont). Dazwischen liegen zwei Termine, an denen die Lange des lichten Tages gerade die 12-Stunden-Marke unter- oder überschreitet: die Tagundnachtgleichen, an denen der Herbst beziehungsweise das Frühjahr beginnen.
Überlagert werden diese "astronomischen Vorgaben" allerdings von den atmosphärischen Bedingungen: Um die Zeit der jeweiligen Wintersonnenwende gibt es zwar die längsten Beobachtungsnächte, die dafür aber selten wohltemperiert sind - und wenn doch einmal, dann nur, weil eine "schützende" Wolkendecke eine allzu starke Abkühlung wahrend der Nacht verhindert und astronomische Beobachtungen unmöglich macht. Umgekehrt fallen die Sommernächte zwar oft angenehm lau bis warm aus, sind dafür aber auch besonders kurz oder sogar gar nicht richtig "astronomisch" dunkel.
Neben dem langperiodischen, jahreszeitlich bedingten Wechsel zwischen "theoretisch"guten und weniger guten Beobachtungsmonaten und dem alles überlagernden Einfluss des real existierenden, täglichen Wetters gibt es noch eine dritte Einflussgrösse auf die nutzbare Beobachtungszeit: den monatlichen Zyklus der Mondphasen. Und "dummerweise" steht der Mond, wenn er als Vollmond am hellsten erscheint, auch noch die ganze Nacht über am Himmel. Der Mond ist unser Nachbar im Weltall. 1:1 steht uns so nahe, dass er sich als einziges Gestirn wirklich um die Erde dreht, wie es die Menschen früher von allen Gestirnen angenommen hatten.
Das Licht ist vom Mond zu uns nur etwas mehr als eine Sekunde unterwegs. Aber das Mondlicht, das unsere Nächte erhellt, stammt gar nicht vom Mond - es ist vielmehr Sonnenlicht, das vom Mond nur zurückgeworfen wird. Das ist auch der Grund dafür, dass sich der Anblick des Mondes so deutlich und rasch verändert, dabei aber immer wieder den gleichen Zyklus durchläuft. Dieser Zyklus, der etwas mehr als vier Wochen daürt, wurde in früheren Zeiten zur Unterteilung des Jahres benutzt; unser Monat leitet sich in Wort und Länge von ihm ab. Er begann ursprünglich mit dem Erscheinen des neuen, jungen Mondes ("Neulicht") als schmale Sichel am noch aufgehellten Abendhimmel, nachdem der Mond zuvor ein paar Tage unsichtbar geblieben war.
Wir wissen heute, dass der Mond während dieser Phase der Unsichtbarkeit zwischen Sonne und Erde hindurchwandert (diese Stellung wird heute Neumond genannt) und uns seine dunkle, unbeleuchtete (Nacht-)Seite zuwendet. In der Neulichtstellung des Mondes ist zwar immer noch der grösste Teil der uns zugewandten Mondhälfte dunkel, aber weil das Sonnenlicht jetzt kein reines Gegenlicht mehr ist, sondern leicht seitlich auftrifft, können wir am rechten Rand (Westrand) einen hellen "Saum" des dunklen Mondes - die schmale Sichel eben , erkennen. Oft sieht man in den ersten Tagen nach Neulicht den dunklen Teil des Mondes in einem fahlen, aschgraün Licht. Dort hellt das von der Erde reflektierte Sonnenlicht die dunkle Mondnacht auf.
Während der folgenden Tage vergrössert der Mond seinen Winkelabstand zur Sonne. Dadurch verändert sich unsere Perspektive, blicken wir auf einen immer grösseren Teil der beleuchteten Mondhälfte; gleichzeitig wird die Sichel immer breiter, bis der Mond schliesslich rund eine Woche nach Neumond zur Hälfte beleuchtet erscheint. Jetzt hat er ein Viertel des Lichtphasenwechsels hinter sich - er steht im "Ersten Viertel". Aber damit nicht genug, denn auch in der folgenden Woche wächst der Mond immer noch weiter, bis er schliesslich rund und voll ist; er geht dann bei Sonnenuntergang auf und ist die ganze Nacht über zu sehen, steht also der Sonne am Himmel gegenüber. Und weil der Mond sich ungefähr auf der gleichen Himmelsstrasse bewegt wie die Sonne (seine Bahn ist um nur etwa 5" gegen die Ekliptik geneigt), zieht der Vollmond im Sommer ähnlich niedrig über den Horizont wie die Sonne im Winter, wahrend der Wintervollmond hoch wie die Sonne im Sommer steigt.
In den beiden folgenden Wochen wiederholt sich der Wechsel in umgekehrter Weise: Zuerst schrumpft der Vollmond von der rechten Seite her, bis der Erdtrabant etwa eine Woche nach Vollmond zum Letzten Viertel wieder nur noch zur Hälfte beleuchtet erscheint (diesmal ist es die linke Seite), aber auch der Halbmond verliert weiter an Dicke, und schliesslich steigt nur noch eine schmale Sichel (der Altlichtmond) über den bereits aufgehellten morgendlichen Osthimmel. Ein solcher Lichtwechsel (synodischer Monat) daürt etwa 29.5 Tage, wobei die einzelnen Hauptphasen unterschiedlich lang ausfallen können: der Mond bewegt sich nämlich nicht auf einem perfekten Kreis um die Erde, sondern auf einer Ellipse, die ihn einerseits his auf rund 356000 km an die Erde heranführen kann, ihn aber andererseits auch bis auf etwa 406000 km abrücken lässt. In Erdnahe aber muss sich der Mond schneller bewegen als in Erdferne, und dieser Unterschied kann mehr als 3" oder knapp ein Viertel des normalen täglichen Weges ausmachen: So rückt der Mond am 21. Februar 2001 besonders nahe (bis auf etwa 356 850 km) an die Erde heran und wandert dann innerhalb von 24 Stunden um mehr als 15" nach Osten, wahrend er am 1. September 2001 rund 406 330 km weit entfernt ist und nur noch knapp 12" vorankommt.
Wahrend eines Umlaufs um die Erde dreht sich der Mond auch einmal um seine eigene Achse, so dass er uns immer die gleiche Seite zuwendet - ein Zustand, der als gebundene Rotation bezeichnet wird. Allerdings gilt dies nur ungefähr, denn wegen der ungleichförmigen Bahngeschwindigkeit geraten Umlaufbewegung und Rotation regelmässig ein wenig aus dem Takt, so dass das "Mondgesicht" im Laufe eines Monats geringfügig hin und her schwingt (Libration in Länge). Da die Mondachse ausserdem um etwa 6,50 zur Senkrechten aus der Bahnebene gekippt ist, wendet er uns mal die Nordhalbkugel etwas mehr zu, einen halben Umlauf später die Südhalbkugel (Libration in Breite) - ein Effekt, der mit den Jahreszeiten der Erde vergleichbar ist. Dadurch können wir von der Erde fast 60 Prozent der Mondoberfläche einsehen.
Bereits mit blossem Auge erkennt man auf der zumeist hellen Mondoberflache mehr oder minder grosse dunklere Flecken, die sich mit etwas Phantasie zu dem bekannten "Mond"gesicht" zusammenfügen lassen. Als der italienische Naturforscher Galileo Galilei zu Beginn des 17. Jahrhunderts den Mond zum ersten Mal durch ein Fernrohr betrachtete, erkannte er Berge und Ebenen, die von grossen Kratern unterbrochen waren. Zum ersten Mal war damit ein "Himmelskörper" als der Erde vergleichbar erkannt worden - eine für das damalige Weltverständnis sensationelle Entdeckung. Kein Wunder, dass sich die Astronomen bei der Namensgebung der Oberflächenformationen ebenfalls an irdischen Vorbildern orientierten und zum Beispiel die weiten Ebenen zunächst als Meere ansahen, bis leistungsfähigere Teleskope sie eines besseren belehrten - die phantasievollen Namen aber (wie zum Beispiel Mare Humoris, Meer der Feuchte) blieben erhalten.
Am günstigsten für den Blick zum Mond ist die Zeit um das Erste oder Letzte Viertel: Dann trifft das Sonnenlicht seitlich auf und sorgt für lange Schatten, die die Mondoberfläche besonders plastisch wirken lassen. Aber auch vorher und nachher lohnt sich ein Blick zum Mond! Lediglich die Nächte um den Vollmondtermin sind wenig reizvoll, weil man dann das beleuchtende Sonnenlicht gleichsam im Rücken hat und auf dem Mond keine Schatten zu erkennen sind, die Reliefstruktur der Mondoberfläche also vorübergehend "plattgewalzt" erscheint.
Die rechte Mondhälfte, die in den Tagen nach Neumond langsam immer mehr von der Sonne beleuchtet wird, enthält mehrere kleine Mond"meere". Am rechten Rand erkennt man das rund 570 km grosse Mare Crisium (Meer der Gefahren, in der Mondkarte als Cr ausgewiesen), das wegen seiner randnahen Lage ziemlich elliptisch erscheint und zugleich als lndikator für die aktülle Libration in Lange dient: Wenn der Nullpunkt der selenografischen Länge (des mondeigenen Koordinatensystems) von uns aus gesehen nach rechts (für einen Beobachter auf dem Mond nach Osten) "verrutscht" ist, rückt das Mare Crisium besonders nahe an den rechten Mondrand; bei maximaler westlicher Libration erscheint es dagegen entsprechend weiter vom Rand entfernt und weniger stark verzerrt.
Unter dem Mare Crisium (weiter südlich) bildet das Mare Fecunditatis (Fe, Meer der Fruchtbarkeit) das Ende einer Dreierkette, die sich nach Nordosten mit dem Mare Tranquillitatis (Tr, Meer der Ruhe) und dem Mare Serenitatis (Se, Meer der Heiterkeit) fortsetzt.
Am Ostrand des Mare Fecunditatis (nahe dem rechten Mondrand) erkennt man etwa drei bis vier Tage nach Neumond drei grosse Krater: Langrenus (Durchmesser 132 km), Vendelinus (147 km) und Petavius (177 km); noch weiter südlich schliesst Furnerius (125 km) diese Reihe ab. Von dort ist es nicht mehr weit bis zur Gruppe um den Krater Janssen (190 km).
Am Südrand des Mare Nectaris (Ne, Honigmeer) erkennt man - je nach Libration etwa fünf bis sechs Tage nach Neumond - den halb versunkenen Krater Fracastorius (124 km), am westlichen (linken) Rand die eindrucksvolle Dreiergruppe aus Theophilus (100 km, ausgedehnter Zentralberg), Cyrillus (98 km, weitgehend zerstörter Kraterwall) und Catharina (100 km, von mehreren kleineren Kratern überlagert). Etwa zur gleichen Zeit tauchen im Norden am Südrand des Mare Frigoris (Fr, Meer der Kalte) die beiden Krater Aristoteles (87 km) und näher zum Mare Serenitatis - Eudoxus (67 km) aus dem Dunkel der Mondnacht auf.
Kurz vor dem Ersten Viertel wechselt der Terminator (die Licht-Schatten-Grenze) vom Mare Serenitatis zum Mare Imbrium (Im, Regenmeer), das im Nordosten zum Mare Frigoris hin von den Mondalpen begrenzt wird, im Südosten von den Mondapeninnen. Dann daürt es nicht mehr lange, ehe am Ostrand des etwa tausend Kilometer grossen Imbriumbeckens die drei markanten Krater Aristillus (55 km, drei Zentralberge), Autolycus (39 km) und Archimedes (83 km, lavaüberfluteter Boden) sichtbar werden.
In diesen Tagen um das Erste Viertel bietet der Mond zweifellos den interessantesten Anblick, denn südlich des Mondäquators werden zur gleichen Zeit die grossen Krater Albategnius (136 km, von kleineren Kratern überlagert), Ptolemäus (153 km, ziemlich glatter Boden ohne Zentralberg) und Alphonsus (118 km, einzelner Zentralberg, mehrere Bodenrillen) ins Sonnenlicht getaucht, und auch Arzachel (97 km, mit Zentralberg, Rillen und kleineren Kratern), Purbach (118 km, teilweise zerfallener Kraterrand), der elliptische Regiomontanus (110 x 126 km) und Walter (132 x 140 km, mit zahlreichen kleineren Kratern im Nordostquadranten) sind nicht zu verachten.
Wenig später erkennt man am Ostrand des Mare Nubium (Nu, Wolkenmeer) einen langen dunklen Strich, der mit steigender Sonnenhöhe immer schmaler wird: die Lange Wand, ein rund 2,5 km langer Abhang (Höhenunterschied maximal 300 m), der sich über eine Breite von 110 km erstreckt (bei abnehmendem Mond erscheint die dann sonnenbeschienene Lange Wand als heller Strich).
Etwa zur gleichen Zeit zeigt sich am Nordrand des Mare Imbrium der Krater Plato (100 km) mit einem auffallend dunklen Kraterboden, ein paar Stunden später taucht am Südrand der Krater Eratosthenes (58 km) mit seinen mächtigen, terrassenförmigen Wällen auf, und schliesslich rund 360 km weiter nördlich der scharf umrandete Krater Timocharis (34 km). Am Südrand des Mare Nubium erkennt man dann auch den Krater Pitatus (97 km) mit seinem lavaüberfluteten Boden sowie im angrenzenden Hochland unter anderem den Krater Tycho (85 km), der sich um die Vollmondzeit als Zentrum eines grossen Strahlensystems präsentiert.
Um den neunten Tag bietet der Mond noch einmal einen Höhepunkt, wenn der Krater Copernicus (93 km) mit seinem stark terrassierten Innenrand von der Sonne erfasst wird. Besonders reizvoll ist hier - wie bei allen anderen Kratern mit Zentralbergen - der Moment, in dem die Spitze der zentralen Erhebung aus dem umgebenden Schatten des Kraterrandes auftaucht ("leuchtende Bergspitzen"). Weit im Süden sind dann auch schon Bullialdus (61 km, stark terrassierten Innenrand) im Mare Nubium, Longomontanus (145 km) sowie der riesige Krater Clavius (225 km, mit zahlreichen kleineren (Innenkratern) zu erkennen.
Allmählich erreicht der Terminator den Oceanus Procellarum (Pr), den Ozean der Stürme, der die linke Mondhälfte prägt. Zwei bis drei Tage nach dem ersten Viertel taucht am Nordrand des Mare Imbrium der Sinus Iridum (die Regenbogenbucht) auf, tags darauf unweit des Aequators der Krater Kepler (32 km) und schliesslich weiter südlich das Mare Humorum (Hu, Meer der Feuchte); dort, wo das Mare Humorum in den Oceanus Pracellarum "mündet", liegt der ziemlich zerfallene Krater Gassendi (110 km), dessen Boden von zahlreichen Rillen zerfurcht ist.
Am elften Tag findet man nordwestlich von Kepler den hellen Krater Aristarchus (40 km), südwestlich des Mare Humorum wird der Riesenkrater Schickard (227 km) sichtbar, und am zwölften Tag taucht ganz am Westrand der Krater Grimaldi (222 km) mit seinem auffallend dunklen Boden auf.
Spuren "kosmischer Bomben"
Lange Zeit hindurch haben die Astronomen darüber gerätselt, wie die vielen Mondkrater wohl entstanden sein mochten. Heute gehen sie davon aus, dass es sich bei den meisten, wenn nicht allen, um Einschlagkrater handelt, die beim Aufprall "kosmischer Bomben" zurückgeblieben sind. Da der Mond keine Atmosphäre besitzt - seine Anziehungskraft reicht nicht aus, um eine solche Gashülle daürhaft festhalten zu können -, fehlen dort auch Wind und Wetter, die solche Narben im Laufe von Jahrmillionen einebnen könnten.
Seit die Apollo-Astronauten zwischen 1969 und 1972 insgesamt fast 400 kg Mondgestein zur Erde gebracht haben, konnten die Mondforscher Proben dieser Materie untersuchen und daraus die Geschichte des Mondes rekonstruieren. Danach scheint der Mond vor etwa 4,45 Milliarden Jahren entstanden zu sein, nachdem zuvor ein etwa marsgrosser Brocken auf unseren Planeten gestürzt war und grosse Materiemengen aus der Erde herausgerissen hatte; da die Erde zu diesem Zeitpunkt noch weitgehend glutflüssig gewesen sein dürfte, konnte das zurückgebliebene "Loch" ziemlich rasch wieder aufgefüllt werden. Anschliessend waren Mond und Erde bis zu einem Zeitpunkt vor etwa 3,8 Milliarden Jahren einem nur langsam abklingenden Bombardement kleiner und grösserer Brocken ausgeliefert, das damals über alle Körper im Sonnensystem hereinbrach: Überreste jener kleineren Bausteine (Planetesimalen), aus denen die Planeten herangewachsen waren, stiessen nach und nach mit bereits fertigen Himmelskörpern zusammen.
Gegen Ende dieses heftigen Bombardements (wahrend der letzten rund 200 Millionen Jahre etwa) hat möglicherweise der Jupiter noch einmal einige grössere Brocken so umgelenkt, dass sie ins innere Sonnensystem vordringen konnten und hier unter anderem die grossen Mare auf dem Mond entstehen liessen.
Mare Serenitatis
Als ältestes dieser Mondmeere gilt das Mare Serenitatis, das vor etwa 4,05 Milliarden Jahren entstanden ist; danach folgten in "kurzen" Abstanden das Mare Nectaris, das Mare Humorum, das Mare Crisium, das Mare Imbrium und das Mare Orientale (östliches Meer, grösstenteils hinter dem linken Mondrand verborgen), das vor rund 3,85 Milliarden Jahren gebildet wurde. Während der nächsten rund 800 Millionen Jahre wurden die tiefen Becken allmählich durch Lavamassen aus dem Mondinnern aufgefüllt, denn in dieser Phase sorgte der Zerfall radioaktiver Elemente im Mondinnern fur genügend Wärme, um mehr oder minder flüssige Lava an die Oberfläche zu treiben. Danach kamen nur noch wenige auffallende Formationen hinzu, darunter die Krater Copernicus (vor etwa 850 Millionen Jahren), Kepler (vor 790 Millionen Jahren), Aristarch (vor rund 150 Millionen Jahren) und Tycho (vor knapp 100 Millionen Jahren).
Schwarze Sonne, roter Mond
Bei einer totalen Sonnenfinsternis wird die Korona als heller Strahlenkranz sichtbar
Auf seinem Weg um die Erde zieht der Mond regelmässig zwischen Sonne und Erde hindurch.
In den meisten Fällen steht der Erdtrabant in dieser Neumondstellung dann aber etwas oberhalb oder unterhalb der genauen Richtung zur Sonne, denn die Bahn des Mondes ist geringfügig (um etwas mehr als 5“ gegen die Ekliptik geneigt; entsprechend führt der Mond seinen Schatten zumeist oberhalb oder unterhalb der Erde vorbei; auf der anderen Seite wandert bei weitem nicht jeder Vollmond durch den Schatten der Erde.
Nur, wenn der Neumond gerade in unmittelbarer Nähe zur Ekliptik steht, trifft der Mondschatten auf die Erde - eine Voraussetzung, die in jedem Jahr mindestens zwei- und höchstens viermal erfüllt wird. Weil Sonne und Mond am Himmel ähnlich gross erscheinen, kann der Mond die Sonne dann vollständig abdecken. Die Folge ist eine totale Sonnenfinsternis, bei der um die schwarze Sonne herum ein leuchtender Strahlenkranz (die Sonnenkorona) erscheint und die helleren Sterne und Planeten am dunklen Himmel aufleuchten.
Zur Entstehung von Sonnen und Mondfinsternissen
Eine solche Totalität kann maximal rund 772 Minuten dauern, ist aber in den meisten Fällen bereits nach zwei oder drei Minuten zu Ende. Das hängt vor allem damit zusammen, dass der Fleck des Mondschattens räumlich eng begrenzt ist: Sein Durchmesser kann allenfalls etwa 270 km erreichen; ausserhalb dieses Fleckes ist die Sonne nur teilweise bedeckt, wird nur eine partielle Sonnenfinsternis beobachtet. Durch die Drehung der Erde und die Bewegung des Mondes wandert dieser Schattenfleck mit mehr als Schallgeschwindigkeit über die Erdoberfläche hinweg und hinterlässt eine oft viele tausend Kilometer lange Totalitätszone.
Befindet sich der Neumond allerdings gerade im erdfernen Teil seiner Bahn, ist er zu klein, um die Sonne ganz abzudecken, und es reicht dann nicht für eine totale Sonnenfinsternis: Selbst dann, wenn der Mond genau vor der Sonne steht, bleibt ein heller Sonnenring um den schwarzen Mond zu sehen. Der Ring fällt um so grösser aus, je näher die Erde ihrem Perihel steht. Bei einer solchen ringförmigen Sonnenfinsternis bleibt die Korona leider unsichtbar.Gelegentlich erreicht der Erdtrabant die Neumondstellung gerade so weit von der Ekliptik entfernt, dass nur sein Halbschatten die Erde streift, der Kernschatten dagegen knapp oberhalb oder unterhalb vorbeizieht. Dann kann man in hohen nördlichen oder südlichen Breiten eine überall nur partielle Sonnenfinsternis verfolgen.
Gelegentlich erreicht der Erdtrabant die Neumondstellung gerade so weit von der Ekliptik entfernt, dass nur sein Halbschatten die Erde streift, der Kernschatten dagegen knapp oberhalb oder unterhalb vorbeizieht. Dann kann man in hohen nördlichen oder südlichen Breiten eine überall nur partielle Sonnenfinsternis verfolgen.
Auf ähnliche Weise kann der Vollmond bis zu dreimal pro Jahr durch den Schatten der Erde wandern, wenn er in unmittelbarer Nähe zur Ekliptik eintritt.
Dringt der Vollmond ganz in den Kernschatten der Erde ein, spricht man von einer totalen Mondfinsternis, sonst von einer partiellen. Wird der Mond dagegen nur vom sogenannten Halbschatten der Erde getroffen, bleibt das Ereignis (eine Halbschattenfinsternis) ganz unauffällig.
Ganz unsichtbar wird der Vollmond bei einer totalen Verfinsterung aber selten. Vielmehr lenken die oberen Schichten der Erdatmosphäre einen Rest des Sonnenlichtes in den Kernschattenbereich um, und zwar vorwiegend den langwelligen, roten Anteil des Lichtes; entsprechend erscheint ein verfinsterter Mond zumeist in einem kupferroten Licht. Wenn allerdings Vulkane grössere Mengen an Staub in die hohen Atmosphäreschichten geschleudert haben, dann blockieren diese Staubwolken das Sonnenlicht auf dem Weg durch die Atmosphäre, und die Mondfinsternis kann besonders dunkel ausfallen.
Da eine Mondfinsternis überall dort verfolgt werden kann, wo der Erdtrabant zum Zeitpunkt der Finsternis gerade über dem Horizont steht, kann man von einem beliebigen Ort der Erdoberfläche aus mehr Mond- als Sonnenfinsternisse beobachten. Global betrachtet sind Sonnenfinsternisse allerdings häufiger als Mondfinsternisse: Für das 20. Jahrhundert wurden insgesamt 228 Sonnenfinsternisse, aber nur 147 Mondfinsternisse errechnet.
Vorausberechnen konnte man das Eintreten einer Finsternis schon vor mehr als 2000 Jahren. Grundlage dafür war der heute sogenannte Saroszyklus, den babylonische Himmelsbeobachter aus ihren viele Jahrhunderte überdeckenden Aufzeichnungen herausgelesen hatten: Sonnen- und Mondfinsternisse wiederholen sich unter ähnlichen Voraussetzungen nach jeweils rund 18 Jahren.
Diese Periode ist leicht nachvollziehbar, wenn man sich kurz die Voraussetzungen für die Entstehung einer Finsternis in Erinnerung ruft: Zum einen muss der Mond in Neumond (Sonnenfinsternis) oder Vollmondposition (Mondfinsternis) am Himmel stehen, zum anderen muss er sich auf seiner Bahn gerade in einem der beiden Knotenpunkte aufhalten (so bezeichnet man die Kreuzungspunkte von Mond- und Sonnenbahn). Der bereits im Altertum bekannte Saroszyklus von rund 18 Jahren ergibt sich aus folgender Übereinstimmung: Ein synodischer Monat (die Zeit zwischen zwei Vollmond- oder Neumondphasen) daürt durchschnittlich 29,53058 Tage, während zwischen zwei Durchgängen durch den gleichen Bahnknoten (ein drakonitischer Monat) im Schnitt 27,21219 Tage vergehen.
So unterschiedlich die beiden Monatslängen erscheinen mögen: 223 synodische Monate sind insgesamt nur 43 Minuten kürzer als 242 drakonitische Monate, nämlich 6585,32 Tage gegenüber 6585,35 Tagen. Nach diesem Zeitraum, der je nach Anzahl der zwischenzeitlich vergangenen Schaltjahre 18 Jahre und 10 oder 11 Tage umfasst, wiederholen sich Sonnen- oder Mondfinsternisse unter recht ähnlichen Bedingungen; der Tagesbruchteil führt allerdings dazu, dass die jeweils nächste Finsternis aus einem Zyklus etwa einen drittel Tag oder 8 Stunden später eintritt und entsprechend rund 120" weiter westlich zu beobachten ist. So gab es zum Beispiel am 20. Juni 1955 eine totale Sonnenfinsternis von 7 Minuten 8 Sekunden in Südostasien (die längste totale Sonnenfinsternis im 20. Jahrhundert überhaupt); am 30. Juni 1973 zog der Mondschatten über Afrika hinweg und sorgte für eine Finsternis von 7 Minuten 4 Sekunden, und am 11. Juli 1991 daürte die Finsternis in Mexiko noch 6 Minuten 53 Sekunden.
Diese drei Finsternisse gehörten alle zu einem Saros, der am 14. Juni 1360 mit einer kleinen partiellen Sonnenfinsternis am Südpol der Erde begann. Vom 25. Juni 1378 bis zum 29. August 1486 folgten weitere sieben partielle Finsternisse mit zunehmender Phase, danach bis zum 11. Oktober 1558 vier ringförmige Verfinsterungen. Weiter ging es vom 21. Oktober 1576 bis zum 5. Januar 1685 mit sieben ringförmig-totalen Finsternissen, und seit dem 17. Januar 1703 folgten bis 1991 bereits 17 totale Sonnenfinsternisse. Der Saros, der insgesamt 75 Finsternisse umfasst, geht am 11. September 2694 mit einer kleinen partiellen Finsternis am Nordpol zu Ende.