第壹，日食現象
日食和天體錐
日月食是壯觀的天文現象，也是短暫而無害的自然現象。它的發生與月球和地球的陰影有關。
在太陽的照射下，地球和月球在遠離太陽的方向拖著長長的影子。太陽、地球和月球都是球狀體，太陽比地球和月球大得多。因此，它們陰影的主要部分是壹個頂部背對太陽的會聚圓錐，稱為本影。在本影中，所有的太陽圓盤都被遮住了，所以是黑暗的(嚴格來說，地球的本影由於大氣的折射，並不是完全黑暗的)。因為太陽是球形光源，所以本影周圍有壹個明暗過渡區。這是壹個比本影大得多的發散錐體，稱為半影。在這個陰影區，可以獲得太陽的壹部分光輝，所以並不是完全黑暗。在半影中，本影錐的延長線是壹個與本影同軸且相反的發射錐，稱為偽本影。它是壹種特殊的半影，太陽圓盤的中心部分被遮住，太陽的邊緣部分仍然可見，因此並不是完全黑暗的。半影和偽本影的不同部位明暗程度不同:越靠近本影越暗；離本影越遠，太陽輪被遮住越少，越亮。
本影的長度隨著投影物體的大小及其與太陽的距離而變化。天體的半徑越大，它的本影就越長。月球的半徑大約是地球半徑的27%。如果月球和太陽的距離相等，月球本影的長度也是地球本影的27%。天體離太陽越遠，它的本影就越長。壹年中，當地球(和月球)接近近日點時，本影變長；在近日點附近，本影很短。壹個月之內，滿月前後，月亮的本影較長；新月周圍，月亮的本影較短。
根據太陽、地球和月球的半徑，以及太陽和月球的平均距離，地球本影的平均長度為1377 000km，約為月球本影的3.5倍。新月時，本影的平均長度為374±500公裏，略小於月球與地球的平均距離(384±400公裏)。因此，月球的陰影到達地球時，可以是本影的頂部，也可以是它的偽本影。
“壹起”，月亮拖著自己的影子繞著地球轉。當它到達地球的太陽面時，它的影子有時會掃過地面。這時，在月影掃過的區域，人們看到太陽被月輪遮住，這叫月食。而月球繞地球背對太陽時，恰好隱藏在地球的本影中。此時，從地球的角度來看，滿月在天空中失去光彩，這就是月食。可以想象，月食發生時，在月亮天空看到的是日食；地球發生日食時，月球夜空中明亮的“地點”上出現壹個小影子，可稱為“淩地”。
日食的類型
日食有三種:日全食、日偏食和日環食，也叫日環食。它們的區別取決於月球陰影的哪壹部分覆蓋了地面。
眾所周知，月球的直徑比地球的直徑小得多。因此，月球的本影在任何時候都只能覆蓋地面的壹小部分。在這壹小塊區域內，似乎所有的太陽圓盤都被遮住了，這就叫日全食。如果當時月球的本影不夠長，那麽接觸地面的不是月球的本影而是它的偽本影。然後，在偽本影中看到的太陽，中間被月輪遮住，邊緣還在發光，這就是日環食。不言而喻，當月球的本影或偽本影落到地面時，其半影也會同時到達。因此，在日全食或日環食區域周圍有壹個環狀半影。從那裏看，太陽好像被月輪遮住了壹部分，光盤也不完整，這就是日偏食。這樣，在同壹時間，地球的不同地方發生了日全食和日偏食；在同壹個地區，在日環食前後，必然有壹個偏食階段。
由於月球繞地球和地球本身的自轉，月食區在地面上移動，形成月食帶。日食帶的中間部分為日全食(或日環食)帶，其南北兩側為日偏食帶。在移動的過程中，月球本影尖端與地面的距離是變化的。因為這種變化，有時會出現這樣的情況:日食的開始和結束階段是日環食，而日全食發生在中間階段。這種月食被稱為日全食。有時由於月球影錐的偏差，地面上的日食帶都是偏食帶。這樣的月食永遠是日偏食。
月食可分為日全食和日偏食，沒有日環食。月全食和月偏食的區別在於月球是完全還是部分隱藏在地球的本影中，而不是在地球上不同的觀測點上。當月亮完全隱藏在地球的本影中時，整個月輪變暗，這就是月全食。如果月亮只是部分進入地球的本影，那麽月亮輪就是不完整的，是日偏食。自然，月全食前後，必然有月偏食。有時，由於月球離地球本影軸較遠，整個月食過程始終是日偏食。無論是日全食還是日偏食，世界各地(夜半球)都是同時看到類似的月食。
與日食不同，月食與地球的半影和偽影無關。當月球進入地球半影時，“月食”不會發生，因為半影中可以獲得太陽的部分光輝，它仍然照亮整個月球表面，只是亮度變得略暗，月輪仍然不可或缺。這種現象被稱為半影月食，天文臺通常不會提前通知。
至於為什麽沒有月食？原因很明顯，因為在月球的軌道距離上，本影的橫截面比月輪的橫截面大得多。
在上述食物類型中，最罕見、最壯觀、最迷人的是日全食。日全食來的時候，天空壹片漆黑，就像夜晚的突然到來，鳥兒歸巢，雞犬入巢，動物們都表現出恐慌。沒有什麽比太陽的黑暗日更令人激動的了。歷史上最著名的日全食(公元前585年5月28日，在小亞細亞半島，即現在的土耳其)戲劇性地結束了兩個民族部落之間長達五年的戰爭，成為戰爭史上有趣的插曲。
日全食也具有重要的科學意義。這是研究太陽的絕佳機會。我們知道，色球和日冕的亮度很弱，平時完全淹沒在太陽光下。只有發生日全食，大氣散射光來源被切斷，天空昏暗時，色球和日冕才特別清晰。天文學家可以借此機會捕捉它們的光譜(此時背後沒有光源產生夫瑯和費線)；色球和日冕的研究對於探索太陽本身以及日地之間的物理狀態具有重要意義。比如被稱為“太陽元素”的氦，是天文學家在1868年日全食時拍攝的色球層光譜中發現的，而化學家直到1895年才從釔鈾礦石的分析中發現。當時有人稱贊天體光譜學跑在了化學的前面。氦原子是壹種很難“激發”的原子。要讓它發出可見光，需要很高的溫度。它的譜線出現在色球層光譜中，說明太陽色球層的溫度很高。壹些天文學家也利用這個千載難逢的機會搜尋水中的行星和太陽附近的近期彗星。因此，每當發生日全食時，天文學家總是攜帶沈重的儀器，長途跋涉到日全食區進行各學科的觀測和研究。
日食的過程
日全食的全過程可以分為三個階段:偏食——日全食——日偏食。這三個階段又分為四個食相:初虧、二食、生光、末次接觸。從食到光是全食階段；第壹次輸給食物，第二次輸給最後壹次接觸，是日全食前後的偏食階段。
月亮和太陽都在天球上向東移動。前者以恒星月為周期，速度約為每天13 10’；後者以恒星年為周期，速度約為每天59英尺。顯然，月亮比太陽移動得快得多。它以每天約13 10 '-59 ' = 12 11 '的速度自西向東追逐太陽和地球本影。也就是說，日食的過程就是月亮在天球上向東追上太陽，從而遮住太陽的過程。所以日食的過程總是從太陽輪的西緣開始，到東緣結束。同樣，月食的過程就是月亮在天球上向東超過地球的本影，從而被遮擋的過程。因此，月食總是開始於月球的東部邊緣，結束於西部邊緣。
在月亮趕上太陽和地球陰影的橫截面的過程中，兩個圓形面會外切和內接兩次，分別是上面的四個月食相。對於日全食，這四個月食階段的含義是:
第壹虧——月輪東緣與同輪西緣相切，日偏食開始。
月食——月亮輪的東緣與同壹個輪的東緣內接，日全食開始。
光——月輪西緣與同輪西緣內接，日全食結束。
最後壹次接觸——滿月的西邊緣與滿月的東邊緣相切，日偏食結束。
對於月全食過程，這四個月食階段的含義是:
初虧——月輪的東邊緣與本影截面的西邊緣在同壹個地方相切，月偏食開始。
月食——月輪的西緣與本影截面的西緣內接，月全食開始。
光照——月輪東緣與地球本影段東緣內接，月全食結束。
最後壹次接觸——月輪西緣與本影截面東緣相切，月偏食結束。
日環食也有上面的月食。然而，它沒有日全食階段。所以，雖然日月之間有兩道內切，但並沒有真正的食糧和光明。日偏食和月偏食與食量輕不重要了。
在日食和月食過程中，月輪中心最接近太陽輪中心或地球本影截面的時刻稱為月食。太陽輪或月亮輪在食物很重的情況下被“吃掉”的程度叫食分。食物部分的計算是基於太陽和月亮環的表觀直徑。比如0的月食。5表示太陽和月亮輪直徑的50%(不是壹半)被覆蓋。偏食的食物評分> 0，< 1；總食分≥ L，同壹次日食中，各地食分和時間可以不同；但是同壹次月食，只要能看到全過程，食分和看到食物的時間在哪裏都壹樣。
日食的條件
日食和月食的發生是有壹定條件的。如果我們了解這些條件，人們就可以計算和預測日食和月食的發生。它是中國古代天文學的重要組成部分，在世界天文學史上占有重要地位。
月亮向東追趕太陽的運動發生在各自向西周日運動的過程中，具體情況因緯度、季節、南北半球而異。
——天球赤道向南傾斜，天球北極上翹，表示在北半球；
——天球赤道與地平圖的交角為當地剩余緯度，因此緯度為45° N；；
——太陽的周日圈(赤緯)在天赤道以南，所以北半球是冬天；
-太陽和月亮正落向西方的地平線；可見時間已接近傍晚。
簡單來說，日食的條件是地球位於月球的背面方向(即月球陰影的方向)，因此位於太陽和月球連線的延長線上。月食的條件是月球位於地球的背面方向(也就是影子所在的方向)，所以位於太陽和地球連線的延長線上。為了便於解釋，這個壹般條件可以分為兩個具體條件:
-新月的條件:日食會發生在新月，月食會發生在眼前。在新月中，只有在新月的日期，地球才能位於月影的方向；在月亮的日期，月亮有可能位於影子的方向。這樣，日食和月食就和月亮聯系在壹起了。根據這個原理，中國古代通過日食來檢驗歷法。如果日食不是發生在第壹年的第壹天，那麽農歷的計算肯定會成為問題。
-相交條件:日食發生在新月，月食在望；然而，不壹定每個新月都會有日食，也不壹定每個月亮都會有月食。經驗告訴我們，在王朔的大部分地區不會發生日食和月食。這是因為黃道與黃道之間有壹個5° 9′的交角(稱為黃白交角)，而月亮和太陽輪的視直徑只有0.5°左右。可見，月食的條件只是必要條件，而不是充分條件。新月(日月合)和希望(日月撞)只表示太陽和月亮的日食相同或相差180；但是，如果它們真的在天球上重疊，那麽它們的黃緯應該是相等的(或者接近的)。這就要求月亮和太陽同時處於或接近黃白交會處。如果太陽和月亮相遇或碰撞，不在黃白交會處附近，那麽在新月時，月亮的影錐穿過地球南北，不接觸地面；視時的月亮也是經過地球影錐的南北，沒有進入地球的本影。
壹般來說，日食發生的條件是太陽和月亮在黃白交會處或附近相遇；日食的條件是太陽和月亮碰撞(看)成黃色和白色。
食物限制和季節
日食和月食的發生需要太陽和月亮在黃白交會處或附近相遇(或碰撞)。這個“鄰”是有壹定限度的，就是食物限度。就日食而言，在這個極限上，白道上的月輪和黃道上的日輪相互靠近，其中心之間的角距離為其視半徑之和，即32 '左右。此時，太陽輪中心到黃白交點的黃道弧長稱為日食極限。我們知道，太陽沿著黃道運行，它的位置由黃道表示；太陽輪的中心
黃白交會處的黃經差表示日食極限，與太陽經歷的時間長短有直接關系。如果太陽和月亮相撞而不是太陽和月亮相遇，太陽輪被本影的截面代替，那麽這樣的極限就是日食極限。當太陽和月亮相切時，黃道從黃白交點到太陽輪中心的弧長就是太陽輪中心與相鄰的黃白交點在這壹刻的差值。
食限的大小取決於黃白交線的大小，月球到地球的距離，太陽到地球的距離。這些因素都在變化:黃白交角從4° 59′-5° 18′不等；月球和地球之間的距離在363300公裏(近地點)和405500公裏(遠地點)之間變化。太陽和地球之間的距離在147 100 000km(近日點)和152 100 000km(遠日點)之間變化。因此，日蝕極限的大小和日蝕極限也在變化。在這裏，我們無法解釋它們的具體大小，只能說明它們的壹般變化規律:
-黃白交角越大，食限和食限越小；
月地距離越大，月輪視半徑越小，月食限和月食限越小；
——日地距離越大，太陽輪視半徑越小，日食極限越小；然而，陰影部分的視半徑增加，因此月食極限也增加。
因此，當黃白交角、月地距離、日地距離最大時，日食極限最小；反之，三者都最小時，日食極限最大。月食極限的情況不同:黃白相交時，月地距離最大，日地距離最小，月食極限最小；反之，當黃白交角最小，月地距離最大時，月食極限最大。
太陽輪中心黃經與黃白交點之差小於最小日食時間，必然發生日(月)食；日(月)食如果大於最小食量限制但小於最大食量限制，就可能發生；如果大於最大食物限制，將沒有食物。
日食界限(包括偏食和日全食)和月食界限(包括半影、偏食和全食)的大小比較如下:
從上表可以看出，日蝕極限略大於日蝕極限。但如果排除半影月食，月食極限遠大於月食極限。
為了計算食限的大小，除了日月視半徑和日月交角外，還應考慮日月的地平差。
s、e、M和M’分別代表太陽、地球和月亮的中心。就月食而言，當月亮開始接觸太陽輪(初虧)時，太陽中心和月亮中心對地心的張角就是當時月亮的黃緯。SEM=∠SEA+∠AEB+∠BEM .其中∠SEA和∠BEM分別是太陽和月亮的視半徑，用S⊙和S-moon表示；∠ AEB =∠ CBE —∠ CAE，分別是月亮和太陽的地平差，用π月亮和π ⊙表示，則有。
∠ SEM = s ⊙+s月亮-π ⊙+π月亮
對於月食來說，在初虧時，月輪開始接觸地球的本影部分(為方便起見，月亮的位置被替換為最後壹次接觸)。此時月球的黃緯是∠TEM′-∠M′ED+∠DET。其中∠m′ed為月球視半徑S；並且det = CDE-etd。∠CDE是月球的地平差π月亮；和∠ ETD = ∠ AES-∠ CAE，分別為太陽視半徑S⊙和太陽地平差π ⊙。然後是:
∠ TEM' = S月亮+π月亮-S ⊙+π⊙
我們知道太陽和月亮有相似的視直徑，前者平均為15' 59.6，後者平均為15' 32.6。然而，它們的地平差卻大相徑庭:太陽的平均地平差只有8。" 8，而月球的平均地平差是57' 2 "。因此，∠SEM >∠TEM’。黃緯的緯度越大，離黃白交點越遠，日蝕極限大於月蝕極限。
食季是可能發生日月食的時期，與限食有關。因為日月食的發生必須同時具備兩個條件，並不是所有的新月和月食都能發生。因此，日食和月食只能在壹年中的特定時間發生。我們知道，日食和月食發生的條件是太陽和月亮必須同時位於同壹黃白交點(月食)，或者相隔兩個黃白交點(月食)或者靠近兩個黃白交點。相比較而言，月亮頻繁(每月兩次)經過黃白交點，壹年24.5次；而且太陽每半年來壹次路口。因此，當時是否有日食或月食，主要取決於太陽是否位於黃白交會處或附近。太陽超過食物極限的時間稱為食物季節。壹般來說，壹年有兩個美食季，相隔半年左右。
食物季節的長短主要取決於食物限量的大小。食物限制越大，食物季節越長。根據食物極限的大小和太陽的年運動速度(平均每天59 ')，人們可以計算出食物季節的大致天數。比如日偏食的最小食限是15.9，那麽它的食季不會短於15.9×2÷59′= 32.2天。這個長度已經超過了月球。也就是說，在這段時間裏，月亮會來到交點壹次。所以，壹年裏肯定有兩次月食。碰巧的是，每個季節的開始和結束都會有壹次月食，所以壹年有四次月食。
再比如，月偏食的最大食限是11.9，那麽它的食季長度不會超過11.9×2÷59′= 24.2天。這個長度還不到壹個滿月。換句話說，在這段時間裏，月亮不壹定會來交點。因此，有些年份甚至沒有月食；即使有，也只能是壹季壹次，恰好是壹年兩次。
因為黃白相交每年向西後退20度左右，壹個相交年(也叫食年)只有346.2600天，比回歸年短19天左右。因此，可能會出現以下兩種情況:
首先，壹年中有兩個完整的食物季節和壹個不完整的食物季節。如果年初第壹個食季剛開始，除了年中第三個食季，同年12月中旬可能迎來第三個食季。在這種情況下，今年可能會有五次月食和兩次月食。第二種情況，壹年中有壹個完整的食季(年中)和兩個不完整的食季(年初和年末)。在這種情況下，可能會有四次月食和三次月食。
在前壹種情況下，例如，如果第壹個食物季節開始於6月65438+10月1，它與新月重合，發生日食。在接下來的346天(壹個月食年)裏，最有利的情況下，兩個月食季可能發生四次日食和兩次月食。第三次月食季開始於65438+2月12左右。因為12月亮是354.36天，比月食年長8天左右，所以第13次月食要到65438+2月20日左右才會發生，可能會多壹次日食。剩下的日期不到半個月，就算有月食也要等到次年1月初。但是，這種情況非常少見。
全球來看，月食比月食多。但是對於壹個地方來說，日食的次數遠遠多於月食的次數。這是因為在月食期間，月食區域很廣(在夜半球隨處可見)，而在月食期間，地球上只能看到很窄的區域。據統計，對於壹個特定的地點，平均每三四年可以發生壹次月全食；但是日全食平均要幾百年才能遇到。所以世界上有很多人壹輩子都沒見過日全食。
2009年7月22日，中國將看到日全食。日食帶寬230公裏，長度3000公裏，橫跨藏南和長江流域。月全食階段持續5-6分鐘(最長日全食階段約7分鐘)，恰逢江南盛夏晴熱天氣，觀測條件極佳。這將是千載難逢的機會。
日食和月食的周期
日食和月食的條件包含了各種周期性的天文因素，因此具有嚴格而復雜的周期性。首先，日食會發生在新月，月食會發生在眼前。農歷正月是相位變化的周期，它的長度是29.5306天。其次，日食發生時，太陽必須位於或接近黃白交會處。太陽經過黃白交會處是壹種周期性現象，其周期為交會年(食年)，為346.6200天。再次，日食或月食發生時，月亮也會同時來到或靠近黃白交點，月亮連續兩次經過同壹黃白交點的周期為交點月，即27.438+022天。另外，月球接近近地點時，運行速度快；接近遠地點時，運行速度較慢。這種距離和速度的差異也是壹種周期性的變化，它的周期是最近的壹個月，即27.5546天。
以上四個周期組合成壹個公周期，即它們的最小公倍數，稱為沙羅周期。其長度為6585.32天，相當於223個新月月，幾乎相當於242個交點月，大致相當於239個近點月和19個食年，如下表:
朔望月(29.5306天)× 223 = 6585.32天
交點月(27.2122) × 242 = 6585.35。
近月(27.5546天)× 239 = 6585.55天。
食年(346.6200天)× 19 = 6585.78天。
按照現在的公歷，沙羅期相當於18 11.32天(如果中間有五個閏年，就是18和10.32天)。經過這麽長壹段時間，太陽、月亮、黃白交會處的相對位置，以及月球與地球的距離，都回到了幾乎和以前壹樣的情況。於是，上壹個周期的日食系列再次出現。在夏洛周期中，日食和月食的時間大致相等，日食和月食的種類也相同。同時，每壹次日食和月食都會在壹個夏洛周期後重復。比如1987年9月23日的日環食，將會在2005年10月3日重現。
但由於夏洛周期不是太陽日的整數倍，所以相互對應的兩次日食或月食不會在壹天內同時發生。它的尾數，小於1天，是0.32天，也就是1/3天左右，使對應的兩次日食或月食延遲了8小時左右，所以在經度上大約是西經120度。比如1987年9月23日的日環食，俄羅斯、中國、太平洋都可以看到。將於2005年6月3日10發生的日環食，在大西洋、非洲和印度洋都可以看到。另外，夏洛周期嚴格來說並不等於交點月、近地點月和日食年的整數倍。所以對應的日食或月食只是相似，而不完全相同。
總之，沙羅周期並不包括所有與同壹天和日食有關的因素。其簡單的規律性沒有絕對的意義，所以不能代替日月食的具體計算。