日食是如何形成的

发生“日食”是什么原因？

日食形成的原理 日食是太阳圆面被月球遮掩的现象。根据交食的情况，可分为日全食、日偏食和日环食。日食必定发生在“朔日”（即农历初一）。 地球和月亮都是不发光的球体，它们在太阳的照射下，在背向太阳的一面必然发生黑影。 当月亮运行到太阳和月球之间时，如果太阳、月亮和地球正好位于或接近同一直线，这样便发生了日食。日食是一种十分壮观的天文现象，尤其是日全食，更是使人敬畏，终生难忘。阳光灿烂的白天，光焰无际的日轮突然被一团黑影逐渐蚕食、吞噬，当黑影把目轮完全挡住的时候，天空的亮度骤然下降一百万倍。 原来的太阳位置，变成暗黑的月亮圆面，夺目的贝利珠耀眼而出。刹那间，夜幕降临，本来明亮的天空，变得繁星...全部

  日食形成的原理 日食是太阳圆面被月球遮掩的现象。根据交食的情况，可分为日全食、日偏食和日环食。日食必定发生在“朔日”（即农历初一）。 地球和月亮都是不发光的球体，它们在太阳的照射下，在背向太阳的一面必然发生黑影。
  当月亮运行到太阳和月球之间时，如果太阳、月亮和地球正好位于或接近同一直线，这样便发生了日食。日食是一种十分壮观的天文现象，尤其是日全食，更是使人敬畏，终生难忘。阳光灿烂的白天，光焰无际的日轮突然被一团黑影逐渐蚕食、吞噬，当黑影把目轮完全挡住的时候，天空的亮度骤然下降一百万倍。
  原来的太阳位置，变成暗黑的月亮圆面，夺目的贝利珠耀眼而出。刹那间，夜幕降临，本来明亮的天空，变得繁星似锦，昏暗的大地上凉风习习，气温陡降，鸡犬惊叫着逃回自己的巢穴，有时空中的飞鸟也会失去自控而坠落到地上。
   日食发生的规律 1．日食和月食的“季节” 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点的交点附近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。 2．一年之中有几次 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。
   3．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。 日食的过程 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。
   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。
   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。 食带 月影扫过的地方。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。 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。
   怎样观测日食 根据天文台发布的日的有关资料（日期时刻、食分和见食地区等），人们就可以对所在地区的日用食进行观测。 太阳是一个发出极度强光的天体，因此对日食进行观测时，千万不可用肉眼直接观看,即使日偏食的时候，当太阳光被遮掩得只剩下弯弯的一部分时，还是不要用肉眼直接观测，否则会被强烈的阳光刺伤眼睛。
   究竟用什么方法观看日食才是最安全的呢？在这里介绍一下一般天文爱好者所常用的几种方法。 肉眼观看日食的安全方法 最简易的方法是找一块玻璃，涂上些墨或者用烟熏黑，用它们来观看日食，眼睛就能受到保护，不会被伤害。
   也可以利用已曝光过的黑白胶片来作为滤光片进行观测。方法是将软片拉出，在阳光下曝照约30秒，然后作充分时间的显影和定影。将两块（切不可单用一块）底片叠在一起，后用硬卡纸框夹在中间固定住，这样便可用来观看太阳了。
   有一种叫太阳屏的滤光片，这是一块特制的塑胶薄膜，它不但可以降低阳光里的可见光，还能够阻挡阳光里的红外线和紫外线的通过，因此将它用于日食的肉眼观测或望远镜观测，都是非常安全的。但由于它是一种非常薄的胶膜，因此易受损破裂。
  切不可用已经破裂的太阳屏来观测太阳。 望远镜观测 一般用作观测风景的双筒望远镜，体积小，携带方便，而且视野广阔，容易寻找目标，价格也较便宜，是理想的观测日食的工具之一。通常可选择7×50或8×30的类型。
  7×表示放大倍率为7，50表示镜头口径为50毫米。镜头愈大，聚光力愈强，而分解力愈高。 目前市面上出售的折射望远镜是用作观测日、月食更为理想的工具。它的种类很多，价格有平有贵，倍率从几十倍到二三百倍都有。
  这类望远镜主要由一组凸透镜做物镜，远处的景物的光线透过物镜成像于焦点，再由目镜放大影像。一些正式的天文望远镜大多附有赤道仪底座，配件也较齐全。赤道仪可以很方便地追踪太阳的移动，配上照相机，就可以进行追踪拍摄。
  但这种折射望远镜价格当然较贵。 反射望远镜亦可用来观测日、月食。但由于它的镜筒不是密封的，经阳光照射后管内的空气受热而形成扰动性气流，会影响成像的质量，观测效果不太理想。 日食观测项目 日食观测的内容非常丰富，仅就一般爱好者力所能及的内容列举一些在下面。
   （1）日偏食时测定月球边缘和太阳两次接触的时间（即初亏和复圆）。这是一项要求准确度较高的工作，时间记录相差不可超过0。l 分。 （2）月球边缘的观测。在月球横过日面时，其边缘并不是完整的，而是有些很微小的、不规则的突出或凹陷现象。
  在观测时，可特别留意月球的边缘，并可用绘图法记录下来。 （3）日全食时测定月球边缘和太阳边缘的四次接触（即初亏、食既、生光和复圆）的时间。食既的时刻以倍利珠消失的一刹那为准，而生光则以倍利珠重现的瞬间为准。
   （4）日冕的观测。日冕是太阳的外层大气，只有日全食时才露出其面貌。每次日全食时所见的日冕形状、大小及结构都有所不同。在太阳黑子活动盛期，日冕的形状一般呈圆盘形；黑子活动衰期时，日冕的形状则不大规则，且沿赤道区可见射光，在两极附近地区可见一些呈扇形的结构物。
  观测时，可利用绘图法记录下来。 （5）气象变化观测。日全食时，阳光突然消失，气温迅速下降，气压和风向都有所变化。可用简单的仪器把这些变化都记录下来。 （6）日全食时，还可以利用这珍贵的机会，进行彗星、水内行星和小行星的搜索。
   日食时除了用肉眼和望远镜进行上述项目的观测外，还可以用照相方法进行观测记录，这样可以获得更多的珍贵资料。例如对日全食的全过程拍摄，利用望远镜或长焦距镜头将太阳影像放大，每隔一段时间拍摄一张，以记录日全食的全过程；再如倍利珠、日珥、日冕的特写拍摄等等，都是可以进行的。
  对业余爱好者来说，能拍摄到上次日全食的这些照片，将是一个难忘的永久纪念。 日食观测的科学意义 日食是一种罕见的天象，特别是日全食，对某一个地区而言，要看到一次日全食的奇异壮观景象很不容易，平均要二三百年才有一次这样的机会。
  自古以来，日食就吸引着人们的注意，许多国家早就对日食进行长期的观测，我国还保存有世界上最古老、最系统的日食记录。但是由于科学水平的限制，在中世纪以前还谈不上对日食进行科学的研究。直到16世纪中叶，由于天文学和其他学科的发展，人们对日食的观测研究才得到不断的发展和提高。
   日食，特别是日全食：是人们认识太阳的极好机会。我们平时所见到的太阳，只是它的光球部分，光球外面的太阳大气的两个重要的层次—色球层和日冕，都淹没在光球的明亮光辉之中。色球层是太阳大气中的中层，它是在光球之上厚约2000千米的一层；在太阳外面，还包围着温度极高（百万摄氏度）但却十分稀薄的等离子体，延伸的范围比太阳本身还大好几倍，这叫做日冕。
  日冕的光度只有太阳本身的百万分之一，平常它完全隐藏在地球大气散射光造成的蓝色天幕里。日全食时，月亮挡住了太阳的光球圆面，在漆黑的天空背景上，相继显现出红色的色球和银白色的日冕，科学工作者可以在这一特定的时机、特定的条件下，观测色球和日冕，并拍摄色球、日冕的照片和光谱图，从而研究有关太阳的物理状态和化学组成。
  例如在1868年8月18日的日全食观测中，法国的天文学家让桑拍摄了日饵的光谱，发现了一种新的元素“氦”，这个元素一直在过了二十多年之后，才由英国的化学家雷姆素在地球上找到。 日食可以为研究太阳和地球的关系提供良好的机会。
  太阳和地球有着极为密切的关系。当太阳上产生强烈的活动时，它所发出的远紫外线、X 射线、微粒辐射等都会增强，能使地球的磁场、电离层发生扰动，并产生一系列的地球物理效应，如磁暴、极光扰动、短波通讯中断等。
  在日全食时，由于月亮逐渐遮掩日面上的各种辐射源，从而引起各种地球物理现象发生变化，因此日全食时进各种有关的地球物理效应的观测和研究具有一定的实际意义，并且已成为日全食观察研究中的重要内容之一。
   观测和研究日全食，还有助于研究有关天文、物理方面的许多课题，利用日全食的机会，可以寻找近日星和水星轨道以内的行星；可以测定星光从太阳附近通过时的弯曲，从而检验广义相对论，可以研究引力的性质等等。
   日食之最及其它 日全食持续最长的时间是7。5分钟。 在太阳99 %被覆盖时，可以看到当地的晨昏蒙影。 日食影子移动的速度在赤道地区为每小时1,100英里，在两极地区则达到为每小时5,000英里。
   最宽的日食带为167英里。 每年日食（偏食、环食和全食）最多出现5次。 地球上每年至少有2次日食。 在北极和南极只能看到日偏食。 日全食大约1年半发生一次。
   同样的日食（全食、环食和偏食）每18年零11天，或着6,585。32天（沙罗周期）会发生一次。 因为沙罗周期的真正的长度是6,585。32天，所以，如果在地球同一个地点再出现一次日食，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的连续的大约7。
  5时分的日食。 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。 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。
   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，发现地球旋转的速度每个世纪变慢了0。001秒。 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。 在日全食发生时常常在地面上看到食带。 当发生日全食时，光线穿过树叶的缝隙投影出新月的影子。
   在出现日全食的地方，动物和鸟常常准备睡觉，或者行为异常。 日全食发生时当地的温度通常会下降至少20度以上。 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。
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