Bekannt ist etwa die von Herodot überlieferte Anekdote, wonach Thales von Milet für die Zeit eines Krieges zwischen den Medern und den Lydern eine Sonnenfinsternis vorausgesagt habe.


Als diese tatsächlich eintrat, hätten die Gegner den Kampf erschreckt beendet und Frieden geschlossen. Dabei könnte es sich um die Sonnenfinsternis 585 v.Chr. handeln.


Eine größere Zahl von Argumenten spricht für die Sonnenfinsternis vom 16. 3. 581 v. Chr.


Weitere Berichte über Sonnenfinsternisse der Antike liegen insbesondere vor für eine Sonnenfinsternis im August 310 v. Chr., die von der Flotte des Agathokles auf ihrem Feldzug gegen Karthago beobachtet wurde, sowie für eine Finsternis im April 136 v. Chr., die in Mesopotamien beobachtet wurde.


Auch aus China sind entsprechende Finsternisbeobachtungen überliefert. Inwieweit antike Astronomen Sonnenfinsternisse tatsächlich vorhersagen konnten, ist in der Forschung umstritten; sicher ist lediglich, dass bereits den babylonischen Astronomen die Saros-Periode bekannt war.

Eine Finsternis, bei der die Erde nur vom Halbschatten des Mondes getroffen wird, ist eine partielle Sonnenfinsternis. Solche Finsternisse treten in den polaren Regionen der Erde auf.


Finsternisse, bei denen die Achse des Mondschattens die Erde kreuzt, bezeichnet man als zentrale Finsternisse. Bei diesen werden drei Arten unterschieden.

Totale Sonnenfinsternis


Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist am interessantesten, hauptsächlich weil man dabei die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Für Sonnenphysiker besteht Gelegenheit, die Sonnenkorona zu untersuchen.


Da der scheinbare Durchmesser des Mondes auch bei günstigster Konstellation den der Sonne nur unwesentlich übertrifft, ist die Totalitätszone relativ schmal. Im günstigsten Fall hat der Kernschatten einen Durchmesser von 273 Kilometern.
Die Dauer der Totalität an einem Ort wird außer von den Größenverhältnissen zwischen Sonne und Mond auch von der Bahngeschwindigkeit des Mondes und von der Geschwindigkeit der Erdrotation bestimmt.


Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des Äquators am längsten, da dort die Erde am schnellsten dem forteilenden Mondschatten „hinterherläuft". Theoretisch kann die Totalität gegenwärtig etwa 7,5 Minuten erreichen.

Grundlagen einer Sonnenfinsternis


Damit es zu einer Sonnenfinsternis kommt, müssen Sonne, Mond und Erde möglichst genau auf einer Linie stehen. Da die Mondbahn gegen die Ekliptik geneigt ist, tritt dies nur ein, wenn sich Sonne und Mond in der Nähe der Mondknoten befinden. Das ist wiederum nur bei jedem sechsten Neumond der Fall, manchmal auch schon nach dem fünften Neumond.

Ringförmige Sonnenfinsternis


Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne sichtbar. Sie wird deshalb auch Feuerkranz-Sonnenfinsternis genannt.
Der Kernschatten des Mondes ist zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. Die Sonnenkorona ist nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird.


Eine ringförmige Phase kann länger dauern als eine totale Phase.
Dies liegt daran, dass der bei einer ringförmigen Finsternis „kleinere" Mond einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis er an der Sonnenscheibe vorbei ist.
Zudem ist seine Bahngeschwindigkeit wegen seines größeren Abstandes von der Erde kleiner. Theoretisch kann die ringförmige Phase gegenwärtig etwa 12,5 Minuten erreichen.

Hybride Sonnenfinsternis


Bei einer hybriden Sonnenfinsternis - auch ringförmig-totale Finsternis genannt - ist der Kernschatten des Mondes nur am Anfang und am Schluss (manchmal nur an einem von beiden) zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen.
In der Mitte seiner Bahn trifft er aber wegen der Kugelform der Erde deren Oberfläche. Eine hybride Sonnenfinsternis beginnt und endet somit (meistens) als ringförmige Finsternis. Dazwischen ist sie total. Am Ort des Übergangs sind beide Phasen je für einen winzigen Augenblick beobachtbar. Die Totalität dauert überhaupt nur wenige Sekunden.


Diese Form der Sonnenfinsternis ist recht selten und macht im langjährigen Kanon nur ca. 1 % aller Fälle aus.
Ein Beispiel ist die Finsternis vom 8. April 2005. Im Maximum war die Totalitätszone im östlichen Pazifik vor Costa Rica und Panama nur 27 Kilometer breit, die Totalitätsdauer betrug nur 42 Sekunden.
Die nächste derartige Finsternis findet erst 2013 statt.
Partielle Sonnenfinsternis und partiell beobachtete zentrale Finsternisse
verschiedene Phasen einer partiellen Sonnenfinsternis (Verlauf von rechts oben nach links unten)


In einem Kanon der Sonnenfinsternisse werden nur partielle Sonnenfinsternisse, die in den polaren Gebieten der Erde auftreten, als solche bezeichnet.


Die meisten Beobachter einer zentralen Finsternis befinden sich außerhalb des zentralen Streifens. Beide Seitenstreifen befinden sich im Halbschatten des Mondes und sind wesentlich breiter als der zentrale.
Auch die Beobachter im zentralen Streifen erleben vor und nach der Totalität während längerer Zeit nur den Halbschatten. Alle diese Beobachter sehen die nur partiell verfinsterte Sonne. Man bezeichnet unglücklicherweise ihre Beobachtung auch als partielle Sonnenfinsternis.


Der durch eine partielle Finsternis verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad wahrnehmbar.

Bei Vollmond  steht der Mond in Opposition zur Sonne. Er befindet sich dabei meist über oder unter der Ebene der Erdumlaufbahn (Ekliptik), weil die Ebene der Mondumlaufbahn geringfügig gegen die Ekliptik geneigt ist.


Liegt er aber genügend nahe bei einem der beiden Schnittpunkte (Mondknoten) zwischen beiden Ebenen, findet eine Mondfinsternis statt. Die Knotenlinie (Verbindung zwischen den beiden Knoten) ist in erster Näherung im All fest. Jedenfalls ist sie beim nächsten Vollmond nicht mehr gegen die Sonne gerichtet, und es findet keine Finsternis statt.


Erst der sechste Vollmond in Folge befindet sich wieder nahe bei einem Knoten (diesmal beim anderen der beiden), und eine Finsternis ist möglich, wenn eine maximale Knoten-Ferne (Finsternis-Limit) nicht überschritten wird.

Nach sechs Lunationen (etwa 177 Tage, also weniger als ein halbes Jahr) hat die Erde noch nicht die Hälfte 180° ihrer Bahn absolviert. Aber auch der Gegenknoten liegt nach dieser Zeit nicht mehr gegenüber 180° dem Ausgangsknoten.


Die Knotenlinie hat sich leicht rückwärts gedreht, sogar etwas zu viel, so dass der vorher als gegenüber der Knotenpassage verspätet angenommene Vollmond noch etwas später stattfindet.


Der Knotenabstand hat sich um etwa 4° (auf der Ekliptik gemessen) vergrößert. Die Finsternis ist jetzt „schlechter" möglicherweise nur partial anstatt total.
Wenn das Finsternis-Limit größer als etwa 16,7° wird, befindet sich der Mond sogar außerhalb des Halbschattens,
und der Basis-Zyklus aller Finsterniszyklen, der Semester-Zyklus (siehe Abbildung, unten) mit der Finsternisperiode von etwa 177 Tagen ist beendet.
In diesem Fall lag aber der einen „Monat" frühere
Vollmond innerhalb des westlichen Finsternis-Limits.


Ein neuer Semester-Zyklus hatte begonnen, seine erste Finsternis fand fünf Lunationen nach der letzten Finsternis des vorherigen statt.
Bei den nächsten Finsternissen wird sich der Vollmond dem Knoten nähern, einen Kleinstabstand erreichen und sich wieder entfernen bis das östliche Finsternis-Limit überschritten und der Zyklus beendet ist. Von den durchschnittlich etwa 9,25
Mondfinsternissen eines etwa 4,5 Jahre langen Semester-Zyklus sind aber nur etwa die mittleren zwei Drittel auffällig.

Auch wenn der Mond bei einer totalen Finsternis vollständig im Kernschatten der Erde liegt, ist er noch schwach sichtbar, meist in rötlichen oder bräunlichen Farben.
Grund dafür ist der langwellige rote Anteil am Sonnenlicht, der durch die Atmosphäre der Erde in den Bereich des Kernschattens hineingebrochen wird und den Mond beleuchtet, während das kurzwellige blaue Licht stark zerstreut oder absorbiert wird.
Vom Mond aus ist das Licht vergleichbar mit dem während eines Sonnenuntergangs die Atmosphäre würde einem Astronauten  hell rötlich bis orange leuchtend erscheinen.


Bei einer zentralen Finsternis nimmt die scheinbare visuelle Helligkeit des Mondes von etwa -12m,5 auf etwa +2m ab, also etwa um den Faktor 300.000.


Im Zentrum des Kernschattens beträgt die Abnahme der Intensität (also die Helligkeitsabnahme, die ein Astronaut auf der Mondoberfläche erleben würde) sogar etwa 1-2 Millionen, rund einhundertmal mehr als bei einer totalen Sonnenfinsternis.


Die Mondfinsternisse der vergangenen Jahre waren überwiegend hell, was auf eine verhältnismäßig saubere Stratosphäre schließen lässt. Nach dem Ausbruch des Vulkans Pinatubo im Jahre 1991 wurden teilweise sehr dunkle Finsternisse beobachtet.
Bei einer solchen Finsternis kann die Mondhelligkeit bis auf etwa +5m abfallen, entsprechend einem Faktor von 10 Millionen.