日食和月食是怎么形成的?什么时候会有月食?

日食和月食是怎么形成的?什么时候会有月食?
日食和月食是怎么形成的?什么时候会有月食?

日食和月食是怎么形成的?什么时候会有月食?
日食和月食 一、日月食现象 日月食和天体影锥 日食和月食是一种壮观的天象,也是一种短暂而无危害的自然现象.它的发生同月球和地球的影子有关. 在太阳照射下,地球和月球在背太阳方向,都拖着一条很长的影子.太阳、地球和月球都是球状体,且太阳远大于地球和月球,因此,它们的影子的主要部分,是一个以其顶端背向太阳的会聚圆锥,叫做本影.在本影内,太阳光盘全部被遮蔽,因而是黑暗的（严格地说,由于大气的折光作用,地球的本影内并不完全黑暗）.由于太阳是一个球状光源,因此,本影周围还有一个黑暗与光明的过渡区域.这是一个比本影大得多的发散圆锥,叫做半影.在这个影区内,能得到部分太阳光辉,因而并不完全黑暗.在半影内、本影影锥的延伸部分,是一个与本影同轴而反向的发射圆锥,叫伪本影.它是一种特殊类型的半影,那里,被遮蔽的是太阳光盘的中心部分,太阳的边缘部分仍然可见,因而也不是完全黑暗的.半影和伪本影的不同部分,明暗程度不同：愈接近本影,愈阴暗；离本影愈远,日轮被遮蔽程度愈小,愈明亮. 本影的长度,因射影天体的大小和它对于太阳的距离而不同.天体的半径愈大,其本影愈长.月球的半径约为地球半径的27％,如果二者与太阳距离相等,那么,月本影长度也为地本影长度的27％.天体距太阳愈远,其本影愈长.在一年中,地球（和月球）在接近远日点时,本影较长；接近近日点时,本影较短.在一个月内,满月前后,月球本影较长；新月前后,月本影较短. 根据太阳、地球和月球的半径,以及日地和月地的平均距离可知,地球本影的平均长度是1377 000km,约为月球本影长度的 3.5倍.新月时,月本影的平均长度为 374 500km,略小于月地平均距离（384 400km）.所以,月球影子到达地球时,可以是本影的顶端,也可以是其伪本影. “形影相随”,月球拖着自己的影子绕地球运动.当它来到地球的向太阳一侧,其影子有时会掠过地面.这时,在月影扫过的地区,人们看到太阳被月轮遮蔽,叫做日食.而当月球绕行到地球的背太阳一侧,碰巧也会隐入地球本影.这时,在地球上看来,满月在天空中失去光辉,这便是月食.可以想见,发生月食时,在月球天空中则看到日食；而当地球上发生日食时,在月球的夜空中,明亮的“地盘”上出现一个很小的黑影,可称之为“凌地”. 日月食的种类 日食分三类：日全食、日偏食和日环食,全食和环食又叫中心食.它们的不同,取决于月球影子的哪部分笼罩地面. 我们知道,月球的直径远小于地球.因此,月球本影在任何时候,只能笼罩地面的很小一部分.在这一小块地区看起来,太阳光盘全部被遮掩,这叫日全食.如果当时月球本影不够长,以致同地面接触的,不是月本影而是它的伪本影.那么,在伪本影里所见的太阳,中部被月轮遮蔽,边缘依然光芒四射,这就是日环食.不言而谕,当月球的本影或伪本影落到地面时,其半影必同时到达.于是,在全食或环食地区的四周有一个环形的半影区,在那里看来,太阳部分地被月轮遮蔽,光盘残缺,便是日偏食.这样,在同一时间,中心食和偏食发生在地球上的不同地区；而在同一地区,发生中心食的前后,必伴有偏食阶段. 由于月球绕转地球和地球本身的自转,日食区在地面上移动而形成日食带.日食带的中部是全食（或环食）带,其南北两侧为偏食带.在移动过程中,月球本影的尖端相对于地面的距离在变化着.由于这种变化,有时会出现这样的情形：日食的开始阶段和终了阶段是日环食,而中间阶段发生日全食.这样的一次日食叫全环食.有时候,由于月球影锥的偏离,地面上的日食带全部是偏食带.这样的一次日食,始终是日偏食. 月食分月全食和月偏食两类,没有月环食.月全食和月偏食的不同,取决于月球是否全部或部分隐入地球本影,而不决定于地球上观测地点的不同.当月球全部隐入地球本影时,月轮整个变暗,这是月全食.若月球只是部分地进入地球本影,月轮残缺,是月偏食.自然,在发生月全食前后,必同时伴有月偏食阶段.有时,由于月球偏离地球本影轴心较远,整个月食过程始终是月偏食.无论是发生月全食还是月偏食,全球（夜半球）各地同时看到同类的月食. 与日食的情形不同,月食同地球的半影和伪本影无关.月球进入地球半影时,并不发生“食”,因为半影内能得到部分太阳光辉,它仍照亮整个月面,只是亮度变得稍暗,月轮保持不缺.这种现象叫做半影食,天文台通常不作预告. 至于为什么没有月环食?原因是显而易见的,因为在月球轨道距离处,地本影截面远比月轮大得多. 在上述各类食型中,最为罕见,也是最为壮观和令人谜醉的是日全食.当日全食来临时,天昏地暗,如同黑夜猝然到来,飞鸟归巢,鸡犬进窝,动物都表现出惊恐万状.没有什么现象比太阳昼晦更为令人惊心动魄.历史上最著名的一次日全食（发生在公元前585年5月28日,小亚细亚半岛,即今土耳其）,曾戏剧般地（由于惊吓）结束了两个民族部落之间一场持续五年之久的战争,成为战争史上一个有趣的插曲. 日全食还具有重要的科学意义,它是研究太阳的极好时机.我们知道,色球和日冕的亮度都很微弱,平时完全被淹没在阳光里,只有当日全食时,大气散射光的来源被截断,天空暗淡,色球和日冕才显得特别清晰.天文工作者趁此机会,可以拍摄到它们的光谱（这时,它后面没有产生夫琅和费线的光源）；而研究色球和日冕,对于探索太阳本身及日地间的物理状态,有着十分重要的意义.例如,被称为“太阳元素”的氦,就是由天文学家在1868年的那次日全食时所摄的色球光谱中发现的,而化学家直到1895年,才从钇铀矿的分析中找到它.当时有人赞叹：天体光谱学竟跑到了化学的前头.氦原子是一种难以“激动”的原子,要使它发出可见光,需要有很高的温度.它的谱线出现在色球光谱中,正说明太阳色球的温度是很高的.一些天文学家还利用这种“千载难逢”的机会,在太阳附近搜索水内行星和近日彗星…….所以,每当发生日全食时,天文工作者们总是携带笨重仪器,不惜长途跋涉,赶往日全食地带进行各个学科的观测和研究. 日月食的过程 日（月）全食的全过程,可以分为三个阶段：偏食—全食—偏食.划分这三个阶段的是四种食相：初亏、食既、生光和复圆.从食既到生光是全食阶段；初亏到食既和从生光到复圆,分别是全食前后的偏食阶段. 月球和太阳都在天球上向东运行.前者以恒星月为周期,速度为每日约13°10′；后者以恒星年为周期,速度为每日约59′.显然,月球运行比太阳要快得多,它以每日约13°10′—59′＝12°11′的速度,自西向东追赶太阳和地球本影.这就是说,日食的过程,就是月球在天球上向东赶超太阳、从而遮蔽太阳的过程.因此,日食过程总是在日轮西缘开始,于东缘结束.同理,月食的过程,就是月球在天球上向东赶超地球本影,从而遭遮蔽的过程.因此,月食总是在月轮东缘开始,于西缘结束. 在月球赶超太阳和地影截面的过程中,两个圆面要发生二次外切和内切,分别为上述四种食相.对于日全食来说,这四种食相的含义是： 初亏——月轮东缘同日轮西缘相外切,日偏食开始. 食既——月轮东缘同日轮东缘相内切,日全食开始. 生光——月轮西缘同日轮西缘相内切,日全食终了. 复圆——月轮西缘同日轮东缘相外切,日偏食终了. 对于月全食过程来说,这四种食相的含义是： 初亏——月轮东缘同地本影截面的西缘相外切,月偏食开始. 食既——月轮西缘同地本影截面的西缘相内切,月全食开始. 生光——月轮东缘同地本影截面的东缘相内切,月全食终了. 复圆——月轮西缘同地本影截面的东缘相外切,月偏食终了. 日环食也有以上的食相.但它没有全食阶段,因此,日月两轮虽有二次内切,却没有真正的食既和生光.日偏食和月偏食,无所谓食既和生光,也没有相互内切. 在日食和月食过程中,当月轮中心与日轮或地本影截面中心最接近的瞬间,叫做食甚.食甚时,日轮或月轮被“食”的程度,叫做食分.食分的计算,以日轮和月轮的视直径的单位.例如,0. 5的食分,表示日轮和月轮的直径为的50％（并非其面积的一半）被遮蔽.偏食的食分＞ 0,＜1；全食的食分≥l.同一次日食,各地所见食分和见食时间,可以是不同的；但同一次月食,只要能见到全过程,各地所见的食分和见食时间皆相同. 日月食的条件 日食和月食的发生,有一定的条件,弄清这些条件,人们就能推算和预告日月食的发生.它是我国古代天文学的重要组成部分,并且在世界天文史上占有重要的地位. 月球向东赶超太阳的运动,是在二者各自的向西周日运动过程中发生的,具体情况又因纬度、季节和南北半球而不同. ——天赤道向南倾斜,天北极为仰极,可知是在北半球； ——天赤道与地平图交角即为当地余纬,故纬度为45°N； ——太阳周日圈（赤纬）在天赤道以南,故北半球正值冬季； ——日、月正在向西方地平下落；可见时间接近傍晚. 简单地说,日食的条件是,地球位于月球的背日方向（即月影所在的方向）,从而位于日月连线的延长线上.月食的条件是,月球位于地球的背日方向（即地影所在的方向）,从而位于日地连线的延长线上.为了便于说明,这个总条件可以分为两个具体条件： ——朔望条件：日食必发生在朔,月食必发生在望.在一个朔望月内,只有逢朔的日期,地球才有可能位于月影所在的方向；逢望的日期,月球才有可能位于地影所在的方向.这样,日、月食现象就同月相联系起来.根据这一原理,我国古代就以日食来检验历法.如果日食不发生在初一,那么,历法上的朔望推算肯定成了问题. ——交点条件：日食发生在朔,月食发生在望；但逢朔未必发生日食,逢望未必发生月食.经验告诉我们,大多数的朔望都不发生日、月食.这是因为,白道和黄道之间有5°9′的交角（称黄白交角）,而月轮和日轮的视直径都只有0.5°左右.可见,朔望条件只是日、月食发生的必要条件,而不是充分条件.朔（日月相合）和望（日月相冲）只表明日月的黄经相同或相差180°；而要二者在天球上真正叠合,还须要它们的黄纬相等（或相近）.这就要求月球和太阳同时位于黄白交点或其附近.如果日月相合或相冲而不在黄白交点附近,那么,逢朔时,月球的影锥从地球的南北掠过而不触及地面；望时的月球也从地球影锥的南北越过而不进入地球本影. 概括地说,日食的条件是日月相合于黄白交点或其附近；月食的条件是日月相冲（望）于黄白. 食限和食季 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. 兹将日食限（包括偏食和中心食）和月食限（包括半影食、偏食和全食）的大小,列表比较如下： 由上表可知,月食限稍大于日食限.但如不计半影月食,则日食限远大于月食限. 计算食限的大小,除日、月视半径及黄赤交角外,还要考虑太阳和月球的地平视差. S、E、M和M′分别表示日轮、地球和月轮中心.就日食而言,当月轮开始接触日轮时（初亏）,日心和月心对地心的张角,即为当时月球的黄纬.∠SEM＝∠SEA＋∠AEB＋∠BEM.其中,∠SEA和∠BEM,分别是太阳和月球的视半径,以S⊙和S月球表示之；∠AEB＝∠CBE—∠CAE,二者分别为月球和太阳的地平视差,以π月球和π⊙表示,那么便有 ∠SEM＝S⊙＋S月球－π⊙＋π月球 对于月食而言,初亏时,月轮开始接触地球本影截面（为方便起见,月球的位置,以复圆代替初亏）,这时,月球的黄纬为∠TEM′－∠M′ED＋上∠DET.其中,∠M′ED即为月球的视半径 S月球；而∠DET＝∠CDE－∠ETD.∠CDE即月球的地平视差π月球；而∠ETD＝∠AES－∠CAE,二者分别为太阳的视半径S⊙和太阳的地平视差π⊙.于是又有： ∠TEM′＝S月球＋π月球－S⊙＋π⊙ 我们知道,太阳和月球有相仿的视径,前者平均为15′59〃.6,后者平均为15′32〃.6.但它们的地平视差十分悬殊：太阳的地平视差平均仅8.〃8,而月球的地平视差平均达57′2〃. 7.由此可知,∠ SEM＞∠ TEM′.黄纬愈大,离黄白交点愈远,即日食限＞月食限. 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. 日食和月食的周期 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.首先,日食必发生在朔,月食必发生在望.朔望月就是月相变化的周期,其长度为29.5306日.其次,发生日、月食时,太阳必位于黄白交点或其附近.太阳经过黄白交点是周期性现象,其周期为交点年（食年）,即346.6200日.再次,发生日、月食时,月球也必同时来到黄白交点或其附近,月球连续二次经过同一黄白交点的周期为交点月,即27.2122日.此外,月球接近近地点时,运行速度快；接近远地点时,运行速度慢.这种距离和速度的差异,也是一种周期性变化,其周期为近点月,即 27.5546日. 把上述四种周期组合成一种共同周期,即它们的最小公倍数,叫做沙罗周期.它的长度为6585.32日,相当于223个朔望月,几乎相当于242个交点月,约略相当于239近点月和19食年,列举如下： 朔望月（29.5306日）×223＝6585.32日 交点月（27.2122日）×242＝6585.35日 近点月（27.5546日）×239＝6585.55日 食年（346.6200日）×19＝6585.78日 按现行公历,沙罗周期相当于18年11.32日（如其间有5个闰年,则为18年另10.32日）.经过这么长的一段时间后,太阳、月球和黄白交点三者的相对位置,以及月地距离,又回复到与原来近乎相同的情况.于是,上一个周期内的日月食系列又重新出现.在一个沙罗周期内,大体上有相等的日、月食次数和相同的日、月食种类.同时,每次日食和月食,都要在一个沙罗周期后重复出现.例如,1987年9月23日的那次日环食,将在2005年10月3日重现. 但是,由于沙罗周期并非太阳日的整数倍,相互对应的二次日食或月食,并不发生在一日内的同一时刻.它的不足1日的尾数0.32日,即约l／3日,使相互对应的二次日食或月食,在时刻上推迟约8小时,因此,在经度上偏西约120°.如1987年9月23日的那次日环食,俄罗斯、中国和太平洋等处可见；而2005年10月3日将发生的日环食,改在大西洋、非洲和印度洋等处可见.另外,沙罗周期并不严格地等于交点月、近点月和食年的整数倍,因此,相互对应的日食或月食,只是大同小异,不可能完全一样. 总之,沙罗周期并没有包含同日、月食有关的全部因素.它的简单的规律性,并没有绝对的意义,因此,不能代替日、月食的具体推算.

当月球来到地球的向阳的一侧，其影子扫过的地区，人们看到太阳被月轮遮蔽，叫做日食；而当月球绕行到地球的背太阳一侧，碰巧隐入地球本影，这时，在地球上看来，满月在天空中失去光辉，这便是月食。可以想到，发生月食时，在月球天空中则看到日食；而当地球上发生日食时，在月球的夜空中，明亮的“地盘”上出现一个很小的黑暗，可称之为“凌地”，如下图所示： 日食分为三类：日全食、日偏食和日环食。其中日食中的全食和环食又...

全部展开

当月球来到地球的向阳的一侧，其影子扫过的地区，人们看到太阳被月轮遮蔽，叫做日食；而当月球绕行到地球的背太阳一侧，碰巧隐入地球本影，这时，在地球上看来，满月在天空中失去光辉，这便是月食。可以想到，发生月食时，在月球天空中则看到日食；而当地球上发生日食时，在月球的夜空中，明亮的“地盘”上出现一个很小的黑暗，可称之为“凌地”，如下图所示： 日食分为三类：日全食、日偏食和日环食。其中日食中的全食和环食又叫中心食。在同一时间，中心食和偏食发生在地球的不同地区；而在同一地区发生中心食的前后，必伴有偏食阶段。日食的开始阶段和终了阶段食日环食，而中间阶段发生日全食，如下图所示，这样一次日食叫全环食。 月食分为月全食和月偏食，没有月环食。在发生月全食前后，必同时伴有月偏食阶段。无论食发生月全食还是月偏食，全球（夜半球）各地同时看到同类的月食。月球进入地球半影时，并不发生“食”，因为半影内能得到部分太阳光辉，它仍照亮整个月面，只是亮度变得稍暗，月轮保持不缺，这种现象叫半影食。至于为什么没有月环食，原因是在月球轨道距离外，地半影截面远比月轮大得多。 日（月）全食分为：偏食－全食－偏食三个阶段，划分三个阶段的是四种食相：初亏、食既、生光和复圆。在日（月）食过程中，当月轮中心与日轮或地本影截面中心最接近的瞬间，叫食甚。食甚时，日轮或月轮被“食”程度叫食分。同一次日食，各地所见食分和见食时间可是不同的；但同一次月食，只要能见到全过程，各地所见的食分和见食时间皆相同。 发生日（月）食总条件为①朔望条件：日食必发生在朔，月食必发生在望。②交点条件：日食发生在朔、月食发生在望；但逢朔未必发生日食，逢望未必发生月食。日食的条件是日月相合于黄白交点或其附近；月食的条件是日月相冲（望）于黄白交点或其附近。 就全球而论，发生日食次数比月食要多。但对一地而言，见到月食的次数远多于日食。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，平均三、四年就能遇到一次月全食，但日全食平均几百年才遇一次（2009年7月22日，我国将见到一次月全食）。1987年9月23日的那次日环食，在2005年10月3日也得以重现。

收起