日食和月食
1在自然现象中，日、月食可以被列为最著名之列了。直到今天，许多教派还赋予日月食宗教的色彩。例如在印度，某些部落就认为月食是一条龙吞食了月球。幸运的是有一个英雄砍掉了龙的头。所以月亮很快就重现了。在我国也有天狗吃月亮的传说。不管现在人们是否相信这些传说，这并不重要，但它反映出人们对
这种自然现象的强烈关注。
2那么，日月食是怎么回事呢？我们就一起来认识吧！ 3太阳的光辉被别的星体遮住了的现象叫作日食。在一切自然现象中，没有什么比日全食更能引起人们的兴趣了。在日食开始时，人们看到太阳圆面的西边先产生一个黑影，黑影逐渐扩大，太阳变成了月牙形，暗淡的光辉好似黄昏来临一样。接着，太阳全部被遮黑了，日全食发生了。天色突然变黑，犹如夜幂降临，天空中出现了星星，气温迅速下降，鸟雀纷纷归巢，鸡鸭匆忙回窝……过了几分钟，太阳的西缘开始露出一丝亮光，好似清晨来临，同时，鸡鸣雀噪，直到太阳逐渐
复明，整个大地再次成为欢腾的世界。
4 月食是月亮进入地影、月面变暗的现象。农历十五或十六，月亮转到地球背日方向，当月亮进入地球影子里的时候，太阳照到月亮上的光被地球挡住了，因
此我们看到的月亮便失去了光明，这就是月食。
日月食是怎样形成的呢？不过，在我们了解原因之前，来做一下知识准备。 众所周知，太阳是一个自行发光的高温天体，而地球和月球则不能发光，只能反射太阳光。在太阳光下，它们背日方向，始终带有一个“影子”。由于太阳、地球和月球为体积不同的准球形天体，阳光沿直线传播，故地球和月球的影子呈圆
锥形，称为影锥。如图1所示。
图中锥形阴影A是阳光完全照射不到的区域，称为“本影”。与A同轴而反向的圆锥B，称为“伪本影”，在此区域里，只能得到太阳边缘部分的光辉，而得不到中心部分的光辉。A和B的四周C区域，称为“半影”，此区域只能得到
太阳某一部分光辉。实际上，伪本影也是一种特殊的“半影”。
从图中地球或月球的中心到本影锥尖端的长度称为本影长度。本影长度，决定于射影天体（月、地球）的半径和天体到太阳的距离：天体半径愈大，它的本影就
愈长；天体距太阳愈远，本影就越长。
日食的形成
月球的直径远小于地球的直径，因此月球的本影在任何时候都不会笼罩整个地球，而只能笼罩地球表面的很小一块，如图2中S部分。生活在这块地面上的人，这时完全看不到太阳，故这里发生的日全食，如图2所示，如果月球的本影长度小于月地间的距离，以致同地面相接触的不是“本影”而是月球的“伪本影”，被伪本影笼罩的地区的人只看到太阳的边缘部分，而看不到太阳的中心区域。如：位于图3中B点的人只看到太阳中虚线圆圈以外的边缘部分，故这里
发生的是日环食。
在日全食和日环食地区的四周总有一个被月球半径笼罩的环形地带，这里的人只能看到太阳的某一部分：如位于图2中C点的人只能看到太阳上虚线的部分。故这里发生的是日偏食。显然在同一时间内，日偏食与日全食（或日环食）可发生在地球的不同地区；而在同一地区，在发生日全食的前后总有日偏食阶段。
由于月球的公转和地球的自转，日食地区食在地面上移动而形成日食带。在移动过程中，月球本影的尖端，相对于地面距离在不断变化着。这种变化，会导致开始阶段和终了阶段是日环食，而中间阶段是日全食的日食现象，这种日食叫日环食。有时月球影锥偏向北方或南方，地面上食带全部是偏食带，如图4所示，处于偏食带区域的人，始终只看到日偏食，地球上就没有发生日全食和日环食的
地方了。
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。
生光 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。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。
月食的形成
月球通过地球的本影和半影时就会形成月食。它分为本影食和半影食。本影食有
分为月全食和月偏食。月食没有月环食。
应当明确，日食和月食都是地球上的人观察到的天文光学现象。日食是人观察被月球遮掩的太阳时所看见的现象；而这里所说的月食则是地球上的人，观察受太阳照射时的月球被地球遮挡的反光情景。因此，月食与日食不同，它的观察不决
定于观察地点的不同，而决定于月球是否全部进入地球的本影。
月球比地球小得多，地球本影线度比月球线度大得多。档整个月球进入地球本影之内时，完全失去了阳光的照射，没有光从月球表面反射到地球上来，地球上的人当然就看不到月球了，仿佛月球被全部“吃”了一样，这就是月全食。如图5
所示。如月球只是部分位于地球本影之内，
使之局部失去光_明，地球上人只看到月球部分发光这就是月偏食。跟日食相似，在发生月全食前和后都有一个月偏食阶段。如果月球中心距地球本影轴线太远，就只能发生月偏食了。由于地球的本影长度远大于地、月之间的距离，落在月表面上的圆形本影区域会比月表面小，也就是说，月球不可能运动到地球本影锥的尖端附近，故不可能形成月环食。月球进入地球半影的现象就半影食。半影食的
亮度比正常月球发光稍暗，故不属月食。 从以上的日食和月食现象分析对比可知：
(1)在地球上发生月食的时候，月球上发生的是日食；在地球上发生日食的时候，
月球上看到的是填空中的地球上出现一个灰黑的圆影。
(2)日全食和月全食的全部过程很相同：分为偏食、场XⅢ偏食三个阶段和出亏、
食既、生光和复圆四个食相。
(3)日食和月食的发生都有一定的条件：地球、月球和太阳基本在一条直线上。
5如果我们有认真统计，就会发现——
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。
为什么会有这样的规律呢？下面我们来说一下吧！
日、月食的发生，要求日月相合（或相冲）于黄白交点或其附近。这个“附近”有一定的限度，它就是食限。就日食而言，在这个限度上，位于白道上的月轮与黄道上的日轮靠近到相互外切，二者中心的角距，就是它们的视半径之和，即约32′。这时，从日轮中心到黄白交点的那段黄道弧长，就叫日食限。我们知道，
太阳沿黄道运行，它的位置用黄经表示；以日轮中心与
黄白交点的黄经差来表示日食限，便直接同太阳经历的时间长短相联系。若以日月相冲代替日月相合，并以地本影截面取代日轮，那么，这样的限度便是月食限。日月两轮相切时，自黄白交点至日轮中心的一段黄道弧长，即此刻日轮中心与邻
近的黄白交点的黄经差。
食限的大小，决定于黄白交角的大小、月地距离和日地距离的远近。这些因素都是在变化着的：黄白交角变动于4°59′－5°18′；月地距离变动于363 300km（近地点）与405 500km（远地点）之间；日地距离变动于 147 100 000km（近日点）与 152 100 000km（远日点）之间。因此，日食限和月食限的大小也是在变化着的。这里，我们无法说明它们的具体大小，只能说明它们的一般变化规律：
──黄白交角愈大，日食限和月食限便愈小；
──月地距离愈大，月轮的视半径愈小，日食限和月食限也愈小；
──日地距离愈大，则日轮的视半径愈小，日食限也愈小；但地影截面的视半径
却增大，因而月食限也变大。
由此可知，当黄白交角、月地距离和日地距离都最大时，日食限最小；反之，当三者都最小时，日食限最大。月食限的情形有所不同：当黄白交角、月地距离最大而日地距离最小时，月食限最小；反之，当黄白交角和月地距离最小而日地距
离最大时，月食限最大。
当日轮中心与黄白交点的黄经差值小于最小食限时，必然发生日（月）食；大于
最小食限而小于最大食限时，可能发生日（月）食；大于最大食限时，则必然无
食
食季是有可能发生日、月食的一段时间，它是同食限相联系的。由于日、月食的发生必须同时兼具两个条件，并非所有朔、望都能发生，因此，一年中只有特定的一段时间，才能发生日、月食。我们知道，日、月食发生的条件是，太阳和月球必须同时位于同一黄白交点（日食），或分居两个黄白交点（月食）或其附近。比较起来，月球是频繁地（每月二次）经过黄白交点的，全年计24.5次；而太阳需隔半年才来到交点一次。所以，当时是否发生日、月食，主要取决于太阳是否位于黄白交点或其附近。太阳经过食限的这段时间，就被叫做食季。大体上说，
一年有两个食季，相隔约半年。
食季的长短主要取决于食限的大小。食限愈大，食季就愈长。根据食限的大小和太阳周年运动的速度（平均每日59′），人们就能推算食季的约略日数。例如，日偏食的最小食限是15.9°，那么，它的食季不会短于15.9°× 2÷59′＝32.2日。这个长度已超过朔望月。这就是说，在这段时间里，月球必有一次来到交点。所以，一年中必有二次日食发生。碰巧的话，每个食季首尾各一次，这样，一年
便有四次日食。
又如，月偏食的最大食限为11.9°，那么，它的食季长度不会超过11.9°× 2÷59′＝24.2日。这个长度不足一个朔望月。也就是说，在这段时间里，月球不一定来到交点。所以，有的年份连一次月食也没有；即使有，每个食季也只能一
次，碰巧一年可以有二次。
由于黄白交点每年向西退行约20°，一个交点年（也叫食年）只有346.2600日，
比回归年短约19日。因此，可能出现下列两种情形：
第一，一年中有两个完整的食季和一个不完整的食季。若第一个食季刚好在年初开始，除在年中遇到第三个食季外，在同年的十二月中旬，还可能迎来第三个食季。在这种情形下，这一年有可能发生五次日食和二次月食。第二种情形是，一年中有一个完整的食季（年中）和二个不完整的食季（年初和年终）。在这种情
形下，有可能发生四次日食和三次月食。
以前一种情形为例，假如第一个食季开始于1月1日，又恰逢合朔并且发生日食。在以后的346日（一个食年）中，在最有利的情形下，二个食季有可能发生四次日食和二次月食。第三个食季开始于12月12日前后，由于12个朔望月为354.36日，比食年约长8日，即要到12月20日前后，才能遇上第十三次合朔，有可能发生额外的、也是这一年最后的一次日食。剩下的日期已不足半个朔望月，即使随之发生月食，也要等到第二年的一月上旬。不过，这种情形十分罕见。 就全球而论，发生日食的次数比月食要多。但对一地而言，见到月食的次数远多于日食。这是因为，月食时见食地区广（夜半球各地均可见），而日食时，地球上只有狭窄地带可见。据统计，对一个特定地点来说，平均每三、四年就能逢到一次月全食；但是日全食平均要几百年才能遇上一次。所以，世上有许多人，终
其一生也未曾遇见过日全食的景象。
2009年7月22日，我国将见到一次日全食。日食带宽230千米，长达3000千米，横贯西藏南部和长江流域。全食阶段长达5－6分钟（最长的日全食阶段约为7分钟），且适逢江南盛夏的晴热天气，观测条件极好。这将是一次“千载难
逢”的良机。
日食和月食的条件，包含各种周期性的天文因素，因而具有严格和复杂的周期性。