日食小常识.docx
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日食小常识
日食小常识
由于地球轨道与月球轨道有一个5度的夹角,在特定的时间月球会运行至一个特別的位置,令太阳、月球及地球连成一线,这时月球刚好遮掩了太阳的光球,这样便形成一次日食。
一次日全食的过程可以包括以下五个时期:
初亏、食既、食甚、生光、复圆。
初亏
由于月亮自西向东绕地球运转,所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。
当月亮的东边缘刚接触到太阳圆面的瞬间（即月面的东边缘与月面的西边缘相外切的时刻）,称为初亏。
初亏也就是日食过程开始的时刻。
食既
从初亏开始,就是偏食阶段了。
月亮继续往东运行,太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大,阳光的强度与热度显著下降。
当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时,称为食既。
此时整个太阳圆面被遮住,因此,食既也就是日全食开始的时刻。
在太阳将要被月亮完全挡住时,在日面的东边缘会突然出现一弧像钻石似的光芒,好像钻石戒指上引人注目的闪耀光芒,这就是钻石环,同时在瞬间形成为一串发光的亮点,像一串光辉夺目的珍珠高高地悬挂在漆黑的天空中,这种现象叫做珍珠食,英国天文学家倍利最早描述了这种现象,因此又称为倍利珠。
这是由于月球表面有许多崎岖不平的山峰,当阳光照射到月球边缘时,就形成了倍利珠现象。
倍利珠出现的时间很短,通常只有一二秒钟,紧接着太阳光就全部被遮盖住而发生日全食了。
日全食时,大地变得昏暗,兽惊归巢穴。
这时天空中就会出现一番奇妙的景色:
明亮的星星出来了,在原来太阳所在的位置上,只见暗黑的月轮,在它的周围呈现出一圈美丽的、淡红色的光辉,这就是太阳的色球层;在色球层的外面还弥漫着一片银白色或淡蓝色的光芒,这就是太阳外层的大气—日冕;在淡红色色球的某些地区,还可以看到一些向上喷发的像火焰似的云雾,这就是日珥。
日珥是色球层上部气体猛烈运动所形成的气体“喷泉”。
色球层、日饵、日冕都是太阳外层大气的组成部分,平时在一定的条件下也可以观测到,但在日全食时,这些现象可以看得特别清楚。
食甚
食既以后,月轮继续东移,当月轮中心和日面中心相距最近时,就达到食甚。
对日偏食来说,食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻。
生光
月亮继续往东移动,当月面的西边缘和日面的西边缘相内切的瞬间,称为生光,它是日全食结束的时刻。
在生光将发生之前,钻石环、倍利珠的现象又会出现在太阳的西边缘,但也是很快就会消失。
接着在太阳西边缘又射出一线刺眼的光芒,原来在日全食时可以看到的色球层、日珥、日冕等现象迅即隐没在阳光之中,星星也消失了,阳光重新普照大地。
复圆
生光之后,月面继续移离日面,太阳被遮蔽的部分逐渐减少,当月面的西边缘与日面的东边缘相切的刹那,称为复圆。
这时太阳又呈现出圆盘形状,整个日全食过程就宣告结束了。
日偏食的过程和日全食过程大致相同,由于它只发生偏食,因此就只有初亏、食甚和复圆,而没有食既和生光这两个阶段。
日环食则同样有初亏、食既、食甚、生光和复圆等阶段。
天文台对日全食或日环食进行预报时,往往要把这五个阶段的时间报告出来。
人们根据这些报告就可以了解整个日食的过程,并进行观测。
至于日偏食,天文台在预报时,当然就只给出初亏、食甚和复圆这三个时刻。
我们在日食的预报中,常常还可以看到“食分”这样一个词,它是用来表示日食的程度。
对于日食而言,食分并不表示太阳圆面被遮俺的面积,而是表示日面直径的被遮部分与太阳直径的比值。
以太阳的直径作为1,如果食分为0.5,这就表示太阳的直径被遮去了一半;如
果食分为1,那就是太阳的整个圆面被遮住,那就是日全食。
很显然,食分越大,日面被遮掩的程度就越大。
日偏食的食分是小于1.0的,日全食的食分是1.0。
原理
日食一定发生在朔,即农历初一当日。
此时月球位于地球和太阳之间,但因太阳轨道（黄道）与月球轨道（白道）成5°9′交角,故并非每次朔日皆有日食发生,而日食发生时,日月两者皆一定在“黄白交点”（升交点或降交点）附近发生。
日、月食的发生必须是新月和满月出现在黄白交点的一定界限之内,这个界限就叫做“食限”。
计算表明,对日食而言,如果新月在黄道和白道的交点附近18度左右的范围内,就可能发生日食;如果新月在黄道和白道的交点附近16度左右的范围内,则一定有日食发生。
对月食而言,如果望月在黄道和白道的交点附近12度左右的范围内,就可能发生月食;如果望月在黄道和白道的交点附近10度左右的范围内,则一定有月食发生。
由于黄道和白道的交点有两个,这两个交点相距180度,所以一年之中有两段时间可能发生日食和月食,这两段时间都称为“食季”,它们相距半年。
太阳每天在黄道上向东移动约1度,由于日食的食限为18度左右的范围,太阳从黄道和白道交点以西的18度运行到黄道和自道交点以东的18度,大约需要36天,也就是说日食的每一个食季为36天。
对于月食而言,它的食限为12度左右,因此月食的每一个食季就只有24天。
一年之中有几次
日食的一个食季是36天,这个天数比一个朔望月的平均长度29.53还要长。
因此在一个日食的食季内必定会发生一次日食,也可能发生两次日食。
一年之中有两个日食食季,所以在一年之内至少有两次日食发生,也可能有四次日食发生（如果每个食季中都包含两个朔日的话）。
月食的一个食季为24天,这个天数比一个朔望月的平均大数29.53天还要短。
因此在月食的一个食季内可能包含一个望月,也可能没有望月在内,也就是说,在这个食季内可能有一次月食发生,也可能连一次月食也不会发生。
一年之中月食的食季也是有两个;”所以在一年之中,可能有两次月食发生,也可能连一次月食也不会发生。
一年之中,日、月食的次数最多时可以达到六次,即四次日食和两次月食.但是实际上有时候一年之中的日、月食次数可以多达七次,即五次日食和两次月食,或者是四次日食和三次月食。
如1935年就曾发生过五次日食和两次月食,将来的2160年也会是这样;1917年和1982年就曾发生过四次日食和三次月食。
那么,为什么一年之内的日、月食会多达七次呢?
这是由于在太阳的引力作用下,黄道和白道的交点会不断地沿着黄道从东向西移动,每年约移动20度,这个方向与太阳沿黄道运行的方向相反,因此太阳在黄道上连续两次通过同一交点所经历的时间间隔（这个间隔叫“食年”）比一年（365.2422天）要短,只有346.62天,要约少19天。
这样就会产生两种情况:
一种情况是一年365.2422天之内,包含了两个完整的食季和一个不完整的食季。
比方说第一个食季开始1月初,那么经过346.62天一个食年之后,第三个食季就会在同一年的12月中旬开始,在这种情况下就可能发生五次日食和两次月食;另一种情况是一年365.2422天之内,包含了两个不完整的食季（一个在年头,一个在年尾）和一个完整的食季,在这种情况下就可能发生四次日食和三次月食。
综上所述,我们可以把一年中日、月食所可能发生的次数归纳如下:
一年中日、月食最少有两次,而且这两次都是日食;
一年中可能一次月食都不会发生（如1980年）;
一年中日、月食最多可以有七次:
五次日食和两次月食（例如1935年）,或者是四次日食和三次月食（例如1917年和1982年）。
一般说来,最常见的情况是一年中有四次日、月食:
两次日食和两次月食。
上面这些情况只是对全地球来说的。
至于对地球的某个地点而言,一年内能看到日、月食的机会就要少得多。
另外,从上面的数字来看,一年中日食发生的次数比月食发生的次数多,但实际上人们却往往看到月食的次数比看到日食的次数多。
这是由于月食发生时,背着太阳的那半个地球上的人都可以看到;而在日食发生时,月亮的影锥只扫过地球上一个狭窄的地带,只有在这部分地区的人才能看到日食,尤其是日全食发生时,全食带的范围更小,宽度只不过二三百千米,因此只有很少的一部分人才能看到。
平均起来,一个地方要二三百年才能看见一次日全食。
因此有不少的人一生也没有看到日全食是不足为奇的。
例如1961年3月2日夜里发生的月食,在我国、整个亚洲以及欧洲地区都可以看到。
而1968年9月22日发生的日全食,在我国只有新疆的部分地区可以看到全食,在北京只能看到日偏食,而在上海,什么也看不到。
20世纪（1901-1999）发生全世界范围内日食的次数
种类次数
日偏食78
日环食73
日全食71
混合食6
总计228?
日食和月食的周期性
由于地球绕太阳和月亮绕地球的公转运动都有一定的规律,因此日食和月食的发生也具有其循环的周期性。
早在古代,巴比伦人根据对日食和月食的长期统计,发现了日食和月食的发生有一个223个朔望月的周期。
这个223个朔望月的周期便被称为“沙罗周期”,“沙罗”就是重复的意思。
223个朔望月等于6585.3天（223×29.530588）,即18年零11.3天,如果在这段时间内有5个闰年,那就是18年零10.3天。
在这段时间内,太阳、月亮和黄白交点的相对位置在经常改变着,而经过一个沙罗周期之后,太阳、月亮和黄白交点差不多又回到原来相对的位置,因此便会出现同上一次情况相类似的日、月食,但见食的地点会有所变化,这里就不再细述了。
在我国汉代也发现日、月食具有一个135个朔望月的周期。
135个朔望月等于3986.6天,约等于11年少31天,也就是说日、月食每过11年少31天重复发生一次。
这个循环周期记载在汉代的“三统历”中,因此也称为“三统历周期”。
此外,人们还发现日、月食还有其他的循环周期。
比如以358个朔望月为周期的纽康周期（合29年少20日）,以235个朔望月为周期的米顿周期（合19年）等等,但这些周期都是非常粗略的,只能粗略地推算出日、月食发生的日期,并不能确定日、月食发生的准确时刻,食分的大小和见食的地区。
准确的日、月食发生的时间以及交食情况,需要经过专门的严格推算,这已经是属于相当专门的历书天文学中“食论”的研究范围了。
我国紫金山天文台就担负着日、月食预报的工作。
日全食基本知识
日食发生规律
每年日食最多出现5次,如果出现5次,那么一定都是偏食。
地球上每年至少有2次日食。
在南北极地区只能看到日偏食。
日全食大约1年半发生一次。
每次日食都是在日出时从某一点开始,然后沿着日食带在日没时结束。
从开始点到结束点大约绕地球半圈。
沙罗周期
同样的日食（全食、环食和偏食）每18年零11天或者6,585.32天（沙罗周期）会发生一次,但能观测得到的地区并不一样,只是日食时间一样而已,并且日食类型也不一定一样。
因为沙罗周期的长度是6,585.32天,并不是整数,所以,如果在地球同一个地点再出现一次日食（并不一定是同一类型日食）,要等待3个沙罗期。
在每次日食发生后的三分之一个沙罗周期会发生下一次日食,在3个沙罗期大约54年零33天之后,日食会在同一个地区重新出现。
现在有12个不同的大沙罗周期出现,一个出现在1937,1955,1973,1991
和2009（中国长江流域、武汉、杭州）的连续的大约7.5分钟的日食。
日食带及月球影子
日食带（月球影子）在赤道地区每小时移动约1,100英里,两极则达到每小时5,000英里。
最宽的日全食带为167英里。
在日全食经过的地区,可以看到偏食的范围最高达3,000英里。
日全食带一般经过的地区是在海洋或荒无人烟的地方。
日食原理
发生日全食是因为太阳靠近月球轨道与地球轨道的的一个交点,而同时月球在距此点的最近的点上。
发生日环食是因为太阳靠近月球轨道与地球轨道的的一个交点,而同时月球在距此点的最远的点上。
日食发生时的影响及现象
发生日全食时,光线穿过树叶的缝隙投影出新月的影子。
发生日全食时,动物常常准备睡觉,或行为异常。
发生日全食时,当地的温度通常会下降至少20度以上。
当99%的太阳表面被覆盖时,能看到的晨昏蒙影现象。
在日全食期间,地平线的周围会有一个窄的光带,这是因为观察者并不是直接站在月亮的影子下面,地球和月亮有一定的距离。
在现代的原子钟出现之前,天文学家通过对日食的古代记录进行研究,发现地球旋转的周期每个世纪变慢了0.001秒。
日食过程
一次日全食的过程可以包括以下五个时期:
初亏、食既、食甚、生光、复圆。
初亏
由于月亮自西向东绕地球运转,所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。
当月亮的东边缘刚接触到太阳圆面的瞬间（即月面的东边缘与月面的西边缘相外切的时刻）,称为初亏。
初亏也就是日食过程开始的时刻。
食既
从初亏开始,就是偏食阶段了。
月亮继续往东运行,太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大,阳光的强度与热度显著下降。
当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时,称为食既。
此时整个太阳圆面被遮住,因此,食既也就是日全食开始的时刻。
食甚?
?
?
食既以后,月轮继续东移,当月轮中心和日面中心相距最近时,就达到食甚。
生光
对日偏食来说,食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻。
月亮继续往东移动,当月面的西边缘和日面的西边缘相内切的瞬间,称为生光,它是日全食结束的时刻。
在生光将发生之前,钻石环、倍利珠的现象又会出现在太阳的西边缘,但也是很快就会消失。
接着在太阳西边缘又射出一线刺眼的光芒,原来在日全食时可以看到的色球层、日珥、日冕等现象迅即隐没在阳光之中,星星也消失了,阳光重新普照大地。
复圆
生光之后,月面继续移离日面,太阳被遮蔽的部分逐渐减少,当月面的西边缘与日面的东边缘相切的刹那,称为复圆。
这时太阳又呈现出圆盘形状,整个日全食过程就宣告结束了。
倍利珠/钻石环
在太阳将要被月亮完全挡住时,在日面的东边缘会突然出现一弧像钻石似的光芒,好像钻石戒指上引人注目的闪耀光芒,这就是钻石环（DiamondRing）,同时在瞬间形成为一串发光的亮点,像一串光辉夺目的珍珠高高地悬挂在漆黑的天空中,这种现象叫做珍珠食,英国天文学家倍利最早描述了这种现象,因此又称为倍利珠（BailyBeads）。
这是由于月球表面有许多崎岖不平的山峰,当阳光照射到月球边缘时,就形成了倍利珠现象。
倍利珠出现的时间很短,通常只有一二秒钟,紧接着太阳光就全部被遮盖住而发生日全食了。
食分
用来表示日食的程度。
对于日食而言,食分并不表示太阳圆面被遮俺的面积,而是表示日面直径的被遮部分与太阳直径的比值。
以太阳的直径作为1,如果食分为0.5,这就表示太阳的直径被遮去了一半;如果食分为1,那就是太阳的整个圆面被遮住,那就是日全食。
很显然,食分越大,日面被遮掩的程度就越大。
日偏食的食分是小于1.0的,日全食的食分是1.0。
食带
由于月亮的影锥又细又长,所以当它落到地球表面时,所占的面积很小,至多不会超过地球总面积的万分之一,它的直径最大也只有二百六十多千米。
当月球绕地球转动时,影锥就在地面上自西向东扫过一段比较长的地带,在月影扫过的地带,就都可以看见日食。
所以这条带就叫做“日食带”。
带内发生日全食的,就叫全食带;带内发生日环食的,就叫环食带。
可以看到偏食的范围很广阔,已经不像一条带子,而是很大的一片地区。
全食带是一条宽度不过二三百千米,长约数千到10000千米的狭窄路径（有时全食带的宽度甚至只有几千米）,只有在全食带扫过的地区才能看见日全食或日环食的发生。
全食带的两旁是较广阔的半影扫过的地区,在这些地区内可见偏食。
离全食带?
愈近的偏食区,所见偏食程度愈大;离带愈远,可见偏食程度愈小;半影区以外的地方是看不见日食的。
由于月球是由西向东运行,所以它的影子也是沿同一方向运行,因此各地看到日食的时间是不同的。
当地面上的西部地区已经处在黑影区域内,这一地区的人已经看到日食时,东部地区的人却不能同时看到日食,得在月影向东移来后才能看到日食。
所以,西部地区的人总是比东部地区的人先看到日食。
日食每年都有发生,但由于全食带是一条狭窄的影带,据估计,平均每200~300年,某一地区或城市才有机会被全食带扫过,所以,对住在一个城市的人来说,一生可能未看到过一次日全食。
日食持续时间
日食的时间长短,同月球影锥在地面上移动的速度以及地球的自转方向有关。
以日全食来说,由于月球的视直径仅略大于太阳,同时月影在地面移动速度很快,因此日全食的时间是很短暂的。
在全食带的某个地点所看到的日全食时间通常只有两三分钟,最多不超过7
分钟。
如果全食带经过赤道附近地区,日全食时间就可延续到7分40秒,这时是观测日全食的最好机会。
在发生日环食时,月亮总是位于远地点附近,这时月亮运行的速度较慢,因此日环食的时间比较长,如果日环食发生在赤道附近,那么在赤道附近观测日环食的时间可长达12分42秒。
就全球范围来说,如果把月亮半影开始遮掩日面的时间计算在内,日食时间的长度由初亏至复圆的整个过程可长达三个半小时。
日偏食的时候,由于月影范围大于其本影,食相经过的时间长短要视食分的大小而定,食分愈大,时间也就愈长。
日全食预告
2008年8月1日,北京奥运会开幕前,中国将发生一次日全食事件,可见全食区域从新疆阿勒泰经哈密、酒泉、西安至郑州一线发生日全食。
这次日食的食分为1.039,全食最长持续时间为2分27秒,北美洲东北部、欧洲和亚洲部分地区可见,其中加拿大北部、格陵兰、俄罗斯、西伯利亚、蒙古和中国部分地区可见全食。
在中国境内,考虑到太阳高度、地理和交通等综合因素,甘肃省酒泉市是一个较佳的观测地点。
在此之前,2001年我国曾发生一次日全食。
可见全食区域从乌鲁木齐至广东一线。
以下列出这次日全食可见的城市的食分及食甚时间。
北京0.9218:
1719:
1019:
27
天津0.9218:
1819:
1019:
22
石家庄0.9518:
2019:
1319:
30
太原0.9618:
2019:
1319:
30
呼和浩特0.9318:
1619:
1019:
47
沈阳0.8618:
13—19:
03
长春0.8418:
0919:
0019:
01
哈尔滨0.8218:
0618:
5719:
01?
上海0.4018:
28—18:
48?
南京0.6518:
28—19:
01
杭州0.4318:
30—18:
52
合肥0.7418:
28—19:
06
福州0.2418:
36—18:
48
南昌0.6318:
33—19:
06
济南0.9518:
2119:
1419:
17
郑州0.9918:
2519:
1819:
26
武汉0.8718:
31—19:
16
长沙0.8018:
35—19:
17
广州0.4718:
42—19:
07
南宁0.7418:
44—19:
27
成都0.9118:
3219:
2719:
57
贵阳0.8618:
3919:
3219:
39
昆明0.8118:
4219:
3519:
53
拉萨0.7918:
3319:
3120:
24
西安0.9918:
2619:
2019:
44
兰州0.9918:
2319:
1920:
08
西宁0.9818:
2219:
1920:
12
银川0.9918:
2019:
1520:
04
乌鲁木齐0.9518:
0519:
0720:
04
台北0.0318:
36—18:
37
香港0.3718:
43—19:
03
澳门0.4118:
43—19:
05
2008年8月1日日全食我国有广大领土上的人都可以看到,一些大城市如哈尔滨,乌鲁木齐,北京,兰州,武汉,拉萨,昆明,据测算,日全食一个人在一处300年才可见一次,因此千万不能错过,可自带望远镜观察,全国日食食甚在18点55分至19点40分左右,开始于18时至18点30左右,食分都较大,一些地方还可见带食日落。
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