一、日食和月食现象

　　朔日时，在地理上一定的区域内，有时会看到光辉夺目的太阳圆面一部分变得黑暗，甚至整个日面完全变暗。不一会，太阳又恢复了原来的光辉，这种现象叫做日食。

　　望日时，在地球上一定区域内，有时会看到洁白光亮的月面，部分或全部变暗。过一段时间后，又渐渐恢复了原来的一轮明月。这种现象叫做月食。

　　日食和月食都是有规律的天文现象，它们只有在一定的条件277下才能发生。日食和月食的出现，是由月球绕地球公转、地球绕太阳公转的规律所决定的，它们同天体的影子有直接的关系。

　　1.天体的影子

　　在发光天体的照射下，邻近它的不发光天体背光方向，总会有一条长长的黑影，这就是天体的影子。地球和月球都是自身既不发光，又不透明的天体，在太阳光的照射下，它们的背日方向，都拖着一条很长的黑影。

　　由于地球和月球都比太阳小，它们的影子都分为本影、半影和伪本影三部分（图5-5）。

　　本影呈圆锥形，圆锥顶指向背日方向。它是影子的主要部分。本影范围内完全得不到太阳光的照射，因而最黑暗。本影的长度（从射影天体中心到本影锥顶端的距离），可以用相似三角形对应边成比例的几何原理求得。如图5-6所示，设S为太阳的球心，O为地球（或月球）的球心，AS为太阳半径，BO为地球（或月球）半径，SO为日地（或日月）距离，OC为太阳光照射下产生的地球（或月球）本影长度。过O作辅助线DO∥AB，则△DSO相似于△BOC。

　　由于相似三角形对应边成比例，

　　故：

　　OC∶SO=BO∶DS

　　因为AD=BO DS=AS-BO，故

　　可见，本影的长度是由太阳半径、地球（或月球）半径和日地（或日月）距离三个因素所决定的。这三者（即上式等号右边各项）都可通过观测得知，代入式中即能求出本影的长度。根据公式计算，可以求得如表5-2地球、月球本影长度的几项特征值。

　　太阳、地球和月球的半径，都是固定不变的数值，而日地距离、日月距离都是不断变化着的数值，因此，本影的长度也在不断地变化着。当日地（或日月）距离增大时，本影随之增长；当日地（或日月）距离减小时，本影则随之缩短。

表5-2 地、月本影长度

　　伪本影是影子较暗的部分，中心光线照射不到，而周围光线则能照射到，也呈圆锥形。

　　半影位于本影、伪本影的周围，一侧光线照射不到，另一侧的光线则可以照射到。

　　2.日食和月食的种类

　　日食和月球的影子有关。月球本影长度大于月地最近距离，而小于月地最远距离。这样，在月球、地球公转运动过程中，当月球到达太阳和地球之间，只要三者相互位置合适，月球又位于近地点时，月球的本影就会投落到地球表面。若月球此时在远地点，其本影到达不了地表，但半影或伪本影也还能投落到地表。地表被月球影子扫过的地方，因太阳被月球所遮挡，会看到太阳圆面部分或全部变黑暗。这就是日食。可见，月球影子投落到地球表面，是发生日食的直接原因（图5－8和图5－9）。

　　日食分为三种，即日全食、日偏食和日环食。日全食和日环食也合称为日中心食（图5－7）。

　　日食的种类主要同日、地、月三者的相对位置有关，也取决于它们之间的距离变化。在地球上，月球本影扫过的地区内，人们会看到日、月中心几乎重合，太阳全部被月球遮住，变成了一个黑色的圆面，这就是日全食（图5－8）。

　　当具备日食条件时，如果月球正处在远地点，它的本影不能到达地球，投落到地表的伪本影所扫过的范围内，人们会看到月球只遮住了太阳的中央部分，周围仍留下一个光亮的圆环，这就是日环食（图5－9）。

　　只有月球半影扫过地表，以及日全食（或环食）区以外地表一定范围被月球半影扫过时，在半影内会看到太阳圆面一部分被月球遮挡而变黑暗，这就是日偏食。

　　月食只有全食和偏食，而没有环食。月球不会发生环食，主要和地球本影长度有关。地球比月球大得多，地球的本影长度远远大于月球本影的长度，也大大超过月球和地球之间的距离。即使月球在远地点时，月地距离也不及地球本影最短时长度的1/3。这样，月球沿轨道运行的过程中，根本不会出现从地球伪本影中通过的机会。因此，也就不可能有月环食的现象发生。

　　当月球运动到地球公转轨道外侧，地球处在太阳和月球之间时，只要三者相互位置合适，月球将从地球本影中通过。如果月球全部从地球本影中通过，太阳射向月球的光线将完全被地球所遮挡。因太阳光的红光部分很少被地球大气吸收，太阳光通过地球大气层时，大气层把红光折射到月面上，使完全掩没于地球黑影中的月球，变成一个铜红色的圆盘。这就是在地球上看到的月全食。

　　如果月球只有一部分从地球本影中通过，射向月球的太阳光只有一部分被地球遮挡住。在地表月食区将会看到月面的一部分变得黑暗，这就是月偏食。

　　月球从地球的半影中通过时，月光虽有所变暗，但亮度变化很微弱，用肉眼观察很难察觉。因此，月面只被地球半影遮挡的现象，叫半影食，一般不算是月食。

　　3.日食形成的条件和过程

　　日食和月食是在一定的条件下形成的。只有当月球、地球和太阳位于（或基本位于）同一条直线上时，才会发生日食或月食。如果这种情况出现在朔日，将发生日食；这种情况出现在望日，将发生月食。

　　日食形成的条件，概括说就是：在黄道与白道交点（或交点附近）日月相合。具体来说就是：

　　第一，日月相合。地球上之所以能看到日食现象，是因为月球影子投射到了地球表面，或者说月球遮住了太阳。这种情况只有在月球位于太阳和地球之间时，才有可能出现。因此，日食必定发生在日月相合（或朔日）时。

　　第二，太阳在天球上位于日食限角之内。月球绕地球每月公转一周，它经过太阳和地球之间的机会很多，每个朔望月内，都会发生一次日月相合。黄道和白道相交成5°9′的夹角，月球在白道上作视运动，每个朔望月都从黄白两个交点（升交点和降交点）各经过一次。而太阳在黄道上作周年视运动，经过黄白两个交点的机会一年则各只有一次。这样，月球和太阳同时从黄白某交点经过的机会就不是太多的了。因此，日月相合时，太阳、月球和地球不一定在一条直线上，也就不是所有的朔日都能在地球上看到月球遮掩太阳了。如果日月相合发生在太阳位于黄白交点（或交点附近），即当月球和太阳同时（或几乎同时）经过某黄白交点时，日、月、地三者才会位于（或基本位于）同一条直线上，而发生月球遮掩太阳的现象——日食。

　　在地球上看到的太阳和月球，分别约有32′和31′的视直径。因此，除了日、月、地三者球心位于同一直线时出现日食外，在太阳与月球的视角距很小（即日、月、地接近位于同一直线）时，地球上也能看到月球遮掩太阳的现象。可见，日食不只发生于日月完全相合在黄白交点，也发生在日月相合于黄白交点附近。

　　当日月相合时，太阳在天球上位于距黄白交点多大的范围内，才能发生日食呢？我们可以用日食限角来表示这个范围。日食限角是太阳与黄白交点之间的视角距，日月相合时，太阳必须位于这个视角距以内，才可能发生日食（图5－10）。

　　日食限角并不是一个固定不变的数值。其原因首先是日地距

　　离和月、地距离都总是在一定范围内变化的，太阳、月球的视直径也就有相应的变化；其次，黄道和白道交角为5°9′，这只是一个平均数值，其变化范围在4°58′至5°20′之间。所以，日食限角也在一定的范围内变化着。朔日时，只有在太阳距黄白交点东西各17°54′范围以内的情况下，才有可能发生日食。如果在朔日时，太阳位于距黄白交点东西各15°54′以内，将必定有日食发生。所以，日食限角的最大值为17°54′，最小值为15°54′。

　　日中心食发生时，是全食还是环食，取决于月地距离。因为日全食只能发生在月球位于近地点时；日环食只能发生在月球位于远地点时。

　　日食过程，实际上就是月球在天球上自西向东赶上和超过太阳，并发生月球遮日的过程。

表5－3 日食限角

　　月球公转的角速度，远远大于地球公转（或太阳在天球上沿黄道作周年视运动）的角速度。在地球上看来，月球在天球上以每天12°11′的角速度自西向东接近（或离开）太阳。当月球自西向东赶上太阳，并遮挡太阳时，即发生日食；当月球自西向东又离开太阳时，月球遮日的现象消失，日食也就结束了。所以，日食的过程总是从太阳圆面的西缘开始，最后结束于太阳圆面的东缘（图5－11）。

　　日全食的整个过程，可以分为三个阶段，即：第一偏食阶段——全食阶段——第二偏食阶段。

　　日食开始发生的时刻叫做初亏。初亏是偏食的开始时刻，此时在天球上月球圆面的东缘外切于太阳圆面的西缘。太阳开始完全被月球遮挡，即日全食开始发生的时刻叫做食既，此时日面东缘内切于月球圆面的东缘，偏食结束。从初亏到食既，是日全食过程中第一偏食阶段（图5－12）。

　　太阳圆面从完全被月球遮挡的情况下开始出露，即全食开始结束的时刻叫做生光。生光时，太阳圆面的西缘内切于月球圆面的西缘，开始由全食变为偏食。从食既到生光，是日全食过程中

　　的第二阶段───全食阶段。

　　太阳圆面从被月球遮挡的情况下，开始全部露出，即日食过程开始完全结束的时刻叫做复圆。复圆时，月球圆面的西缘外内于太阳圆面的东缘。从生光到复圆，是日全食过程中的第三阶段——第二偏食阶段。

　　在日食过程的全食阶段中，在天球上月球圆面中心与太阳圆面中心距离最接近，甚至完全互相重合的瞬时，是该次日食过程中，太阳圆面被月球遮挡最甚的时刻，因而称为食甚。每当食甚时，太阳视直径被遮掩的部分与整个太阳视直径的比值，叫做食分。一次日食的食分，可以反映出该次日食过程中，日面被月球遮掩的最大程度。食分等于1时，表明食甚时日面完全被月球遮挡住，也就是日全食。在不同地区观测同一次日食，看到的日食程度不同，其食分也就不相等。

　　日环食的过程，同日全食过程很相似。只是由于此时月球位于远地点，其本影到达不了地球表面。月球伪本影从地表扫过时，太阳圆面的中心部分被月球所遮挡。但是，在整个日食过程中，月球始终不能完全遮掩日面，也不会有全食阶段，不会有真正像日全食过程中那样的食既和生光。如果把第一偏食阶段转变为日环食的时刻也叫做食既的话，那么，只能从日、月圆面内切这一点去解释这个概念，并不包含月面完全遮挡日面的含义。然而，就是从日、月圆面内切这一点来看，与日全食中的食既也不尽相同：日环食的食既是月面西缘内切日面西缘；日全食的食既则是日面东缘内切月面东缘。同样，如果把日环食转变为第二次日偏食的时刻称为生光，那么，也只能用类似上面那样的解释去认识这一食相概念。根据这种认识，一次日环食的全过程，则可分为以下三个阶段：第一偏食阶段——日环食阶段——第二偏食阶段（图5－13）

　　在日环食区内，人们始终能像在日偏食过程中那样看到部分光辉的日面，即整个日食过程中食分都大于0，而小于1。从这点看，则可把日环食看成是日偏食的一种特殊类型。

　　日偏食的全过程中，日面都只是一部分被月球遮掩，自始至终都是偏食。在日偏食过程中出现的食相有初亏、食甚和复圆，而没有食既和生光。食甚时，食面积达到最大，以此为分界，一次日偏食过程可分为两个阶段。第一阶段是从初亏到食甚，可称为日偏食的食分增大阶段；从食甚到复圆是第二阶段，可称为日偏食食分减小阶段。任何一次日偏食的食分都大于0，而小于1。

　　各次日食，因月影在地表投射面积（即月影与地表的截面面积）不同，地表能看到日食的范围（即日食区），以及日食过程所经历的时间也不一样。

　　日全食时，月球本影投射到地表的最大面积，直径不超过268千米。月球在天球上向东移动的速度，远远超过太阳向东移动的速度。月球本影投射到地表后，以很快的速度（不小于0.581千米/秒）自西向东一扫而过。这样，对于某个固定地点来说，所能观察的日全食过程是很短的。地球上各地点，能够观测一次日全食的时间，一般只有两三分钟，最长也只有7分41秒。由于日全食区面积较小，经历的时间又短，因此，对于地球上每个具体地点来说，能够观测日全食的机会是非常少的。

　　日环食发生时，月球伪本影投射到地表的面积（即日环食区面积）最大时，超过日全食区的最大面积，其直径为376千米。而且，日环食时，月球正位于远地点。这时的月球公转运行速度较慢，月球对于太阳的相对运动速度比较小。因此，月球伪本影在地表移动的速度，比日全食时月球本影移动速度要慢。这样，对于地表具体地点来说，日环食的最长观测时间，超过日全食的最长观测时间。一次日环食的观测时间，最长可达12分20秒。

　　日偏食发生时，月球半影在地表的投射面积（即日偏食区面积），最大时，远远超过日全食区、日环食区最大面积，其直径可达7346千米。因此，月影扫过地面所经历的时间也就长得多。一次日偏食的最长观测时间，可达3小时30分43秒。所以，地球上的各个地点，能够观测日偏食的机会，比能够观测到日全食和日环食的机会都要多。

　　4.月食形成的条件和过程

　　概括地说，月食形成的条件是：在黄道与白道交点（或交点附近）日月相冲。具体来讲就是：

　　第一，日月相冲。月食现象的发生，是由于月球绕地球公转到地球公转轨道的外侧，月球从地球的影子中穿过时，地球遮住了太阳射向月球的光线。这种情况，只有在望日（日月相冲）才能出现。因此，日月相冲是月食发生的必要条件。

　　第二，太阳在天球上位于月食限角范围之内。日月相冲的机会是很多的。每个朔望月都有一个望日，也就都有一次日月相冲。但是，由于黄道面与白道面并不重合，而是相交成5°9′的夹角，因此，日月相冲时，太阳、地球和月球不一定在同一平面上，月球不一定能从地球的本影中通过。在望日，太阳和月球分别位于黄白两个交点（或交点附近），太阳、地球和月球位于（或接近于）一条直线上时，月球才能从地球的影子中穿过。

　　月球经过黄白两个交点的机会是很多的。每个朔望月内，月球都从黄白两个交点各经过一次。太阳从黄白两个交点经过的机会，一般每年内各只有一次。这样，望日时，太阳和月球同时位于黄白两个交点（或交点附近）的机会也就不多了。由于月球绕地球公转的周期较短（朔望月），而太阳在天球上东移的速度又比较慢，因此，当太阳运行到黄白交点（升交点或降交点）及交点附近时，月球有可能赶到黄白交点（降交点或升交点）及交点附近与日相冲，从而发生月食。也就是说，日月相冲时，又恰值太阳运行到黄白交点（或交点附近），月球才有可能全部或部分进入地球的本影中，才会发生月食。

　　月食不只是发生在太阳与黄白交点呈完全重合的望日，也发生在太阳接近于黄白交点的望日。这是因为月球有一下的视直径，地球圆锥形本影在月球公转轨道的断面也有相当大的直径。所以，月食的发生也有几个食限角——月食限角。在望日，如果太阳位于黄白交点附近月食限角的范围以内，就可能发生月食（表5－4）。

表5－4 月食限角

　　月食限角的数值也是在一定范围内变化的。月偏食最大限角为11°54′，最小限角为10°0′；月全食最大限角为6°0′，最小限角为4°6′。日月相冲时，若太阳恰好在距黄白交点11°54′的范围之内，则可能发生月食；若太阳在距黄白交点10°0′的范围之内，则必定会发生月食现象（图5－14）。

　　月食过程，就是明亮的一轮满月进入地球的本影，不久又从地球本影中出来的过程。

　　月球沿轨道自西向东运行。地球本影随着地球的绕日公转，也不断自西向东移动。但二者东移速度不同。月球绕地球公转的东移速度，远远超过地球本影的东移速度。当月球自西向东追上地球本影，月面东缘与地球本影西缘相切时，便开始发生月食，这就是月食过程中的初亏。当月球完全进入地球本影，月面西缘与地球本影西缘内切时，明亮的月面全部被地球本影遮住，月全食即开始，这就是月全食过程中的食既。当月面中心与地球本影中心相距最近时，即为食甚。月球在地球本影中继续东移至月面东缘与地球本影东缘相内切时，月全食阶段即将结束，这就是月全食过程中的生光。月球向东逐渐超过地球本影，从地球本影中渐渐露出来，当月面西缘与地球本影东缘相外切时，整个月食过程即结束，此刻为月食过程的复圆。这就是月全食的全部过程。同日全食过程一样，根据初亏、食既、食甚、生光和复圆五个食相变化，可把月全食过程分为：第一偏食阶段——月全食阶段——第二偏食阶段。

　　如果在一次月食过程中，月面始终未能全部进入地球本影，而只有部分月面被遮，那么，这次月食就只是一次月偏食。它也像日偏食那样，只有初亏、食甚、复圆，而无食既和生光这两个食相。

　　月食的过程，与日食的过程有许多相似之处，但是它们又有区别。日食过程是日（被“食”者）在前行，月在后追，月球自西向东赶上并超过太阳，因此，日食总是从日面的西缘开始，至日面的东缘结束。日全食时，地球上看到的黑色圆面是月球，而不是太阳。月食过程是地球本影在前行，月球（被“食”者）在后追，月球从西向东赶上并进入本影，而后又从地球本影中钻出来。因此，月食总是从月面的东缘开始，至月面的西缘结束。月全食时，在地球上看到的暗铜红色圆面，不是别的天体，而仍然是月球本身。

　　地球比月球大得多，它的本影长度和最大截面直径，都远远超过月球本影。在月球运行轨道处，地理本影圆锥的横截面，平均直径为9212千米，大约相当于月球直径的2.7倍。月球从地球本影中穿过，所需要的时间比较长。对于地球上的具体地点来说， 观测月全食的时间，可达3小时30分。而且，月食发生时，在朝向月球有半个地球上，都都看到月食现象。所以，地球上各地看到月食发生的机会比日食多。

　　从日食限角和月食限角来看，前者的数值大于后者，因而日食发生的机会，要比月食多。但是，由于日食区比较小，一次日食发生时，在地球上能够看得见的地区范围很小；而月食的情况则与此相反。这样，对于地球上各具体地点来说，实际能看到日食的机会，却比能看到月食的机会少。