Eine Sonnenfinsternis findet dann statt, wenn sich der Mond zwischen Sonne und Erde befindet, so daß der Schatten des Mondes auf die Erde fällt. Sie ist also eine Okkultation (Bedeckung) der Sonne durch den Mond.
Puristen würden sie eher "Erdfinsternis" nennen, denn eine Finsternis ist definitionsgemäß der Durchgang eines Himmelskörpers durch den Schatten eines anderen.
Aus obigem geht hervor, daß eine Sonnenfinsternis nur bei Neumond stattfinden kann (wenn der Mond sich in Konjunktion zur Sonne befindet aber nicht bei jedem Neumond wegen der Neigung der Mondbahnebene (ca. 5°) zur Ebene der Ekliptik. Eine Finsternis entsteht nur dann, wenn sich der Neumond nahe bei einem Knoten (einem Schnittpunkt von Erd- und Mondbahn) befindet, und zwar zwischen 18 3/4 Tage vor und nach Erreichen des Knotens (innerhalb der "Finsterniszeit"). Während einer Finsterniszeit können sich zwei Sonnenfinsternisse ereignen, da der synodische Monat (Lunation) mit 29 1/2 Tagen kürzer ist als die Finsterniszeit (37 1/2 Tage).
Da sich die Knoten langsam nach Westen verschieben (Rückwärtsbewegung der Mondknoten), erreicht der Mond den entgegengesetzten Knoten in weniger als sechs Monaten und den ursprünglichen Knoten nach insgesamt 346,6 Tagen, einem Finsternis-Jahr.
Es können daher in einem Jahr vier Sonnenfinsternisse stattfinden. Da aber das Kalender-Jahr länger ist als das Finsternis-Jahr, kann es in seltenen Fällen noch eine fünfte Finsternis, und zwar im Januar oder Dezember, geben.
Fünf Sonnenfinsternisse ereigneten sich im Jahr 1935 und wird es wieder im Jahr 2206 geben.
Pro Jahr finden mindestens zwei Sonnenfinsternisse statt.
Mondfinsternisse folgen Sonnenfinsternissen oder gehen ihnen voraus, und zwar im Abstand von rund zwei Wochen.

Es war schon den Babyloniern bekannt, daß die Knotenpunkte sich nach 18 Jahren und 10 1/3 Tagen, der Sarosperiode wieder in gleicher Position befinden. Dies entspricht etwa 223 synodischen Monaten (29,5306 *223=6585,32 Tage).
Dieser Zyklus umfaßt ziemlich genau 19 Finsternis-Jahre(346,62*19=6585,78 Tage). Die Finsternisse kehren nach dieser Periode wieder und bilden so Serien.
Die 0,32 Tage im Saros bewirken eine Verschiebung der nachfolgenden Finsternis um jeweils ein Drittel des Erdumfangs (120° in Länge) nach Westen, die 0,46Tage Unterschied zwischen 19 Finsternisjahren und dem Saros eine Verschiebung um 2° bis 3° nach Norden oder Süden. Letzteres führt schließlich zum Abbrechen des Zyklus durch das Hinauswandern der Finsterniszone über einen der Pole. Jede Serie umfaßt etwa 70 Finsternisse über einen Zeitraum von rund 1200 Jahren.

Die scheinbaren Größen von Mond und Sonne sind, von der Erde aus gesehen, zufälligerweise ziemlich gleich (Mittelwert für den scheinbaren Sonnendurchmesser: 31'59", für den Monddurchmesser: 31'5"). Infolge der elliptischen Bahnen von Erde und Mond unterliegen sie aber periodischen Variationen (Sonne: 31'31" bis 32'36", Mond: 29,4' bis 33,6').

Eine totale Sonnenfinsternis tritt dann ein, wenn der Mond größer erscheint als die Sonne und sein Schattenkegel die Erde erreicht. Wenn der Mond am größten ist (Mond im Perigäum) und die Sonne am kleinsten (Erde im Aphel), dauert die totale Verfinsterung am längsten.
Sie kann an einem Ort maximal 7' Minuten währen, dies aber nur in der Nähe des Äquators um die Mittagszeit.

Eine ringförmige Finsternis ergibt sich, wenn der Mond kleiner erscheint als die Sonne und somit der Schattenkegel die Erde nicht erreicht. In Finsternismitte ist die dunkle Mondscheibe von einem hellen Sonnenring umgeben.

Eine ringförmig-totale Finsternis findet statt, wenn die scheinbaren Größen von Sonne und Mond gleich sind. Sie ist nur im Mittelteil ihres Weges, wo der Schattenkegel die Erdoberfläche erreicht, für kurze Zeit total, ansonsten ringförmig. Eine partielle Finsternis liegt vor, wenn der Mond die Sonne nur zum Teil abdeckt.
Die partielle Phase ist in einem großen Gebiet (in zwei Partialitätszonen von maximal ca.3400 km Breite) zu sehen, das vom Halbschatten des Mondes erreicht wird.

Totale Verfinsterung erfolgt nur in der schmalen Zone, entlang der der Kernschatten-Kegel des Mondes mit einer Geschwindigkeit von rund 2000 km/h über die Erdoberfläche rast (Kuiper-Flugzeugobservatorium).
Die maximale Breite dieser Totalitätszone beträgt 270 km. Ein Beobachter außerhalb dieser Zone sieht die Finsternis partiell.
Eine totale Finsternis ist für den Nichteingeweihten ein um so überraschenderes Phänomen, als sie ohne deutliche "Vorwarnung" eintritt: die Annäherung des Mondes an die Sonne ist nicht zu sehen, und die partielle Phase wird meist nicht bemerkt, wenn nicht besonders darauf geachtet wird.

Es ist stets gefährlich, direkt in die Sonne zu schauen, insbesondere mit optischen Hilfsmitteln. Ein sicherer Weg, die partielle Phase zu beobachten, ist die Projektion der Sonne auf einen weißen Schirm.
Eine Beobachtung mit dem bloßen Auge unter Benutzung eines entsprechendem Sonnenfilters (zB spezielle Sonnenschutzbrille) möglich. Während der Totalität kann man ohne Hilfsmitttel in die Sonne und die Korona schauen.

Die Finsternis beginnt, wenn der Ostrand des Mondes die Sonne berührt (erster Kontakt) und sich langsam vorschiebt. Nach etwa 10 Sekunden zeigt die Sonne im projezierten Bild eine kleine Einbuchtung, die in der nächsten Stunde, wenn der Mond über die Sonnenscheibe wandert, immer größer wird.
Das Sonnenlicht ist anfangs nur geringfügig geschwächt, und die Temperatur
nimmt bis fünf Minuten vor dem Ende der partiellen Phase nur wenig ab. Dann aber wird es dramatisch: der Himmel wird dunkler,  jedoch ganz anders als bei der Bedeckung durch Wolken, und nimmt häufig eine unbeschreibliche, seltsame grünliche Tönung an.
Am westlichen Horizont taucht ein dunkles wolkenartiges Gebilde auf, das stetig größer wird:
der näherkommende Mondschatten.
Die fliegenden Schatten sind ein seltsames atmosphärisches Phänomen. Gleichzeitig zum Mondschatten erscheinen auf allen hellen glatten Flächen eigenartige helle und dunkle Bänder.
Während der letzten paar Sekunden der partiellen Phase erlischt das Licht sehr rasch, es wird merklich kühler, die Vögel lassen sich zum Schlafen nieder, manche Blüten schließen sich, und der Wind beruhigt sich. Wenn der letzte Sonnenstrahl verschwindet, ändert sich die Szene dramatisch:
Dunkelheit sich über die Landschaft. Der letzte Schimmer der Sonne wird von den Mondgebirgen in die Perlen des Perlenschnurphänomenes zerteilt. Sobald die letzte Perle verschwunden ist, ist zweiter Kontakt:

Die Totalität hat begonnen.
Die Erde ist in Dunkelheit gehüllt und nur von der herrlichen, perlweißen Korona beleuchtet, die einen pechschwarzen Mond umgibt. Die Helligkeit auf der Erdoberfläche variiert von Finsternis zu Finsternis; sie entspricht etwa der durch den Vollmond erzeugten.

Im Gegensatz zum langsamen Fortschreiten der partiellen Phase spielen sich die Ereignisse um den zweiten Kontakt mit unglaublicher Schnelligkeit ab.
Der überraschte Beobachter kommt aus dem Staunen und der Bewunderung nicht heraus.
Nach dem Verschwinden der letzten Perle wird die rosa Chromosphäre für ein paar Sekunden sichtbar und rasch wieder vom fortschreitenden Mond bedeckt. Die eindrucksvollste Erscheinung einer totalen Finsternis ist zweifelsohne die Sonnenkorona. Die helle innere Korona (K-Korona, L-Korona) enthält elegant geformte Bögen und Loops und helmähnliche Strukturen, die in die schwächeren Strahlen der äußeren Korona (F-Korona) übergehen und noch bis zu einem Abstand von mehrern Sonnendurchmessern und zu sehen sind.

Diese verschiedenen Gebilde entstehen unter der Wirkung des solaren Magnetfeldes. Die Form der Korona variiert im ll jährigen
Sonnenfleckenzyklus: im Minimum ist sie am auffälligsten in der Äquatorgegend, wo sich lange radiale Strahlen weit nach Osten und Westen erstrecken, während die Pole mit kurzen, federähnlichen Spitzen besetzt sind. Im Sonnenmaximum umgibt die Korona die Sonne gleichmäßig mit mittelgroßen Strahlen.
Während der Totalität sind Protuberanzen verschiedener Form und Größe als rosa Flammen, Bögen oder Wolken zu sehen. Große Protuberanzen bleiben während der ganzen totalen Phase sichtbar, während kleinere mit dem Fortschreiten des Mondes erscheinen und verschwinden.

Es lohnt sich, den Blick von den den Mond umgebenden Erscheinungen abzuwenden und auf den Himmel zu schauen, wo mit den nun dunkeladaptierten Auge Planeten und helle Sterne zu sehen sind.
Es gibt soviel zu sehen, zu messen und zu photographieren, daß die Zeit mit unglaublicher Geschwindigkeit vergeht.
Der Beobachter ist immer überrascht, wenn am Westrand die ersten Sonnenstrahlen das Ende der totalen Phase, das Stattfinden des dritten Kontakts, anzeigen. Der erste durch ein Mondtal dringende Sonnenstrahl erzeugt den berühmten Diamantring-Effekt .
Die Korona und die hellsten Planeten können noch 10-20 Sekunden lang für das noch dunkeladaptierte Auge zu sehen sein, das Schauspiel ist aber nun fast vorüber.
Die Ereignisse laufen jetzt in umgekehrter Reihenfolge ab wie vor der totalen Phase:
Während der Himmel heller wird, sieht man den Schatten des Mondes gegen den östlichen Horizont zurückweichen, die fliegenden Schatten erscheinen wieder für vier oder fünf Minuten; die Temperatur steigt allmählich, Hähne krähen wie am frühen Morgen, und die Alltagsaktivitäten werden nach der kurzen Unterbrechung wieder aufgenommen.
Das projizierte Sonnenbild zeigt, wie der Mond die Sonne immer weiter freigibt. Die partielle Phase dauert noch etwa eine Stunde, bis die letzte Einbuchtung des Sonnenrands verschwunden ist:
der Mond hat sich von der Sonne getrennt, der vierte Kontakt hat stattgefunden, das Schauspiel ist zu Ende.

Wissenschaftliche Ergebnisse totaler Finsternisse:

Die Sonnenkorona, die äußere Atmosphäre der Sonne, kann nur während einer totalen Finsternis visuell und spektroskopisch Untersucht werden. Der Lyotsche Koronograph, in dem die Sonne künstlich verfinstert wird, erlaubt Untersuchungen der inneren Korona, hauptsächlich in den koronalen Emissionslinien. Ein Koronograph mit Blende wird mit Erfolg auf Satelliten zur Beobachtung der Vorgänge in der äußeren Korona verwendet.
Die Protuberanzen, die zuerst anläßlich von Finsternissen entdeckt wurden, können heute laufend im Detail spektroskopisch (Protuberanzenspektroskop) oder mit lnterferenzfiltern untersucht werden.

Die Feststellung der genauen Zeitpukte der vier Kontakte ist auch heute noch von Bedeutung. Geringe Unterschiede zwischen den berechneten und beobachteten Zeiten sind möglicherweise auf eine Veränderung des Sonnendurchmessers zurückzuführen.
Ein umstrittenes Thema, seit Eddy den Verdacht äußerte, die Sonne würde schrumpfen. Zeitbestimmungen können auch Störungen der Mondabahn und Unregelmäßigken der Erdrotation aufdecken.

Beim zweiten und dritten Kontakt kann das für kurze Zeit aufleuchtende Flash-Spektrum  photographiert werden das den Übergang der Absorptionslinien der Photosphäre in die Emissionslinien der unteren Chromosphäre zeigt.
Dies liefert Informationen über Stärke und Entstehung der Spektrallinien.

Die fliegenden Schatten sind ein noch unverstandenes atmosphärisches Phänomen (Entstehung durch Schlieren in der Atmosphäre ?), das schwierig zu photographieren ist.
Es bedarf noch weiterer Untersuchungen.

Einsteins allgemeine Relativitätstheorie wurde zum ersten Mal während der totalen Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919 geprüft.
Es konnte gezeigt werden, daß das Licht von Sternen durch das Gravitationfeld der Sonne abgelenkt wird.

Bislang unbekannte Kometen wurden während der Totalität in der Umgebung der Sonne entdeckt. 
Ferner wurde im Verlauf von Finsternissen eine Reduzierung der Intensität der solaren fernen Ultraviolett- und Röntgenstrahlung beobachtet, die zu einer Veränderung der elektrischer Leitfähigkeit der höheren irdischen Hochatmosphäre führt.