日食月食的形成
日食和月食与太阳、地球和月球三者的位置直接相关；由于地球和月亮都是不透明的星球，其本身也不会发光，我们所看到的月亮其实是月球反射的太阳光，有机会到太空中看看我们的地球，你也会发现她比月亮更加漂亮。我们的地球是多彩的，同时它的光明也来自太阳，如果你在太空的位置处在地球背对太阳的一面，你也会看不到地球的模样。
从发生日食和月食的时间来说，日食的时间往往在我们农历的每月初一，而月食就在每月的十五。俗话称“躲过了初一躲不过十五”。因为每月的初一，月亮的位置正好位于太阳与地球之间，它是和太阳同时升起同时落下的，在农历上称为朔，也就是看不到月亮的日子，但是出于地球与月球公转的相互关系，有时月球就会与太阳、地球成为一条线，被月亮挡住了阳光的地区就形成了日食，完全见不到太阳的地区是日全食、部分能见到太阳的地区就是日偏食；还有在特定的时候，一定的地区可以看到月亮挡住了太阳中间部位，这就是日环食。这和月亮公转的近地点、远地点以及地球所处公转轨道的位置有关。
每月的十五是农历所说的望日，应该是月圆的日子，在太阳落下的时候月亮升起，太阳、地球、月亮也是在一条线上，地球夹在太阳和月亮之间，如果正好地球挡住了太阳照往月亮的光线，地球的影子就投在了月亮上，于是就会出现月食，当然也会分为全食、偏食和环食.
日食和月食的形成
月食就是因太阳-地球-月亮几乎成一线。地球遮住了照到月球上的阳光。日食是太阳-月亮-地球几乎成一线。月亮遮住了照到地球是的阳光。这个到处可以查到。为什么要悬赏100分呢？你有什么更深层的疑问吗？月亮的影子扫到地面上，处于月亮影子里的人就会见到太阳被月亮挡住，这就叫日食。处于月亮本影里的人看到的是日全食，月亮半影里的人看到的是日偏食，当月亮的本影长度不够，到不了地面时，本影的延长区，也就是伪本影里的人看到的就是日环食。月球进入地球的影子，阳光照不到月球上，这就叫月食。月球全部进入地球本影叫月全食，部分进入地球本影叫月偏食，月球进入地球半影叫半影月食。因为月球的轨道到不了地球的伪本影，所以没有月环食。但要注意，发生月全食的时候，虽然阳光不能直接照射到月球上，但地球大气可以把阳光中波长最长的红光折射到月球上，所以在月全食的时候月亮不是看不到，而是呈现红色。另外，半影月食的时候仍然有阳光照射到月球上，所以依然可以看到完整的月亮，只是亮度要变暗，而且人很难觉察出这种微小的亮度变化。日食是月球绕地球转到太阳和地球中间时，如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分31秒。日环食的最长时间是12分24秒。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录。日食、月食是光在天体中沿直线传播的典型例证。月亮运行到太阳和地球中间并不是每次都发生日食，发生日食需要满足两个条件。其一，日食总是发生在朔日（农历初一）。也不是所有朔日必定发生日食，因为月球运行的轨道（白道）和太阳运行的轨道（黄道）并不在一个平面上。白道平面和黄道平面有5°9′的夹角。如果在朔日，太阳和月球都移到白道和黄道的交点附近，太阳离交点处有一定的角度（日食限），就能发生日食，这是要满足的第二个条件。由于月球、地球运行的轨道都不是正圆，日、月同地球之间的距离时近时远，所以太阳光被月球遮蔽形成的影子，在地球上可分成本影、伪本影（月球距地球较远时形成的）和半影。观测者处于本影范围内可看到日全食；在伪本影范围内可看到日环食；而在半影范围内只能看到日偏食。日全食发生时，根据月球圆面同太阳圆面的位置关系，可分成五种食象：1．初亏。月球比太阳的视运动走得快。日食时月球追上太阳。月球东边缘刚刚同太阳西边缘相“接触”时叫做初亏，是第一次“外切”，是日食的开始；2．食既。初亏后大约一小时，月球的东边缘和太阳的东边缘相“内切”的时刻叫做食既，是日全食的开始，这时月球把整个太阳都遮住了；3．食甚。是太阳被食最深的时刻，月球中心移到同太阳中心最近；4．生光。月球西边缘和太阳西边缘相“内切”的时刻叫生光，是日全食的结束；从食既到生光一般只有二三分钟，最长不超过七分半钟；5．复圆。生光后大约一小时，月球西边缘和太阳东边缘相“接触”时叫做复圆，从这时起月球完全“脱离”太阳，日食结束。月球表面有许多高山，月球边缘是不整齐的。在食既或者生光到来的瞬间月球边缘的山谷未能完全遮住太阳时，未遮住部分形成一个发光区，像一颗晶莹的“钻石”；周围淡红色的光圈构成钻戒的“指环”，整体看来，很像一枚镶嵌着璀璨宝石的钻戒。有时形成许多特别明亮的光线或光点，好像在太阳周围镶嵌一串珍珠，称作倍利珠（倍利是法国天文学家）。无论是日偏食、日全食或日环食，时间都是很短的。在地球上能够看到日食的地区也很有限，这是因为月球比较小，它的本影也比较小而短，因而本影在地球上扫过的范围不广，时间不长，由于月球本影的平均长度(373293公里)小于月球与地球之间的平均距离 (384400公里)，就整个地球而方，日环食发生的次数多于日全食。图片说明：太阳的一部份怎么会消失了？ 这是那部分的太阳刚好那时躲藏在月亮后面。这是2005年的第一个日偏食也是到2006年三月前可观测到的最后一次日全食图。日食其间，太阳、月亮与地球是在一直线上。这次的日全食首先在南太平洋登场，可观测偏食的地区则跨越南美洲与靠南方的北美地区。上面这张影像的景物是由手持数字相机在上周五所拍摄的。美国 北卡罗莱那州 Holly山区在整日霏雨后，部分被食掉的太阳暂时地从满天乌云中穿出。拍摄了一连串的影像后，这张最佳的日食照片是与另一张没那么好但有飞机的照片数字合成而来。以下是20世纪（1901-1999）发生全世界范围内日食的次数：月全蚀后半影食始：月球刚刚和半影区接触，这时肉眼觉察不到。正式的月食的过程分为初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段。标志月食开始。月球由东缘慢慢进入地影，月球与地球本影第一次外切。月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球本影内。月球的中心与地球本影的中心最近。月球东边缘与地球本影东边缘相内切，这时全食阶段结束。月球的西边缘与地球本影东边缘相外切，这时月食全过程结束。月球被食的程度叫“食分”，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远距离与月球视经之比。半影食终：月球离开半影，整个月食过程正式完结。【观看日食的知识】巴德膜 目前最流行，0.012mm厚目视：5.0 减光10000倍期间，太阳不会发出任何特殊的射线。日食的观测常常被曲解，太阳不会预知地球上日食的发生，不会发出其它的射线，因此日食时待在室外并无害处。但看日偏食时应该 凝视还是匆匆一瞥呢？日食时太阳光虽比平时弱很多，但如若直视，对眼睛还是有伤害，可能损伤眼角膜。人们由于好奇心，会凝视或斜视太阳。当然，日偏食还是很刺眼的，如果你看太阳久一点，没等你反应过来你的眼角膜已经受损。日食时眼睛受损不是因为太阳的异常，而是人们由于好奇而没注意保护措施。无论日食发生与否，都不要用眼睛直视太阳；不要用所谓的“墨镜”； 不要用“太阳镜”，甚至几个叠放也不行；不要看太阳在镜子或水面的像；用14号焊接镜看太阳； 用有特殊涂层的迈拉镜观看，这可以从著名的天文馆或科学博物馆获得；构制一个孔式投射器。对古代人而言，日食是十分可怕的。如果你能了解太阳对粮食耕种、日常生活的影响，你就会关心天上的太阳为什么突然不见了。中国古代认为日食是因为一条龙吞掉了太阳，其它的文明也认为这是不祥之兆，有许多“解决方法”：打鼓、朝天空射箭、拿物或人祭祀等。据传，曾经有一次致命的日食报告错误。这是说公元前二世纪的两个中国天文家由于一些原因没报告日食。那时的中国帝王认为自己是天子，十分重视天象，认为那是上天给的暗示，因此他请了一批天文家定期观测天象。那时彗星和流星不能被预言，但日食是可以预测的。两位天文家没有告诉帝王日食这一重大天象的发生，帝王盛怒，将两人斩首示众。那时的天文学家比现在危险得多。【太阳的相关知识】日珥是突出在日面边缘外面的一种太阳活动现象。日珥出现时，大气层的色球酷似燃烧着的草原，玫瑰红色的舌状气体如烈火升腾，形状千资百态，有的如浮云，有的似拱桥，有的像喷泉，有的酷似团团草丛，有的美如节日礼花，而整体看来它们的形状恰似贴附在太阳边缘的耳环，由此得名为“日珥”。 日珥的上升高度约几万公里，大的日珥可高于日面几十万公里，一般长约20万公里，个别的可达150万公里。日珥的亮度要比太阳光球层暗弱得多，所以平时不能用肉眼观测到它，只有在日全食时才能直接看到。 日珥是非常奇特的太阳活动现象，其温度在5000～8000K之间，大多数日珥物质升到一定高度后，慢慢地降落到日面上，但也有一些日珥物质漂浮在温度高达 200万K的日冕低层，即不附落，也不瓦解，就像炉火熊熊的炼钢炉内居然有一块不化的冰一样奇怪，而且，日珥物质的密度比日冕高出1000～10000 倍，两者居然能共存几个月，实在令人费解。太阳最外层的大气称为日冕。日冕延伸的范围达到太阳直径的几倍到几十倍。在太阳活动极大年，日冕接近圆形；在太阳宁静年则呈椭圆形。b]日冕中有大片不规则的暗黑区域，叫冕洞。冕洞是日冕中气体密度较低的区域。冕洞分为三种：极区冕洞，孤立冕洞，延伸冕洞。太阳能以太阳风-- --物质粒子流的形式失去物质。冕洞是高速太阳风的重要源泉。日冕物质抛射是发生在日冕的非常宏观庞大的物质和磁场结构，它是大尺度致密等离子体的突然爆发现象。对地球影响最大的莫过于它。当太阳上有强烈爆发和日冕物质抛射时，太阳风携带着的强大等离子流可能到达地球极区。这时，地球两极就出现极光。极光的形态千变万化。太阳系内某些具有磁场的行星上也有极光。发生在日冕的耀斑叫X射线耀斑，它的波长只有1～8埃或更短。它直接引起地球电离层骚扰，从而影响地球短波通讯。太阳光球层物质的一种抛射现象。通常发生在太阳黑子上空，具有很强的重复出现的本领，当一次冲浪沿上升的路径下落后，又会触发新的冲浪腾空而起，如此重复不断，但其规模和高度则一次比一次小，直至消失。位于日面边缘的冲浪表现为一个小而明亮的小丘，顶部以尖钉形状向外急速增长。上升的高度各不相等，小冲浪只有区区几百公里，大冲浪则可达5000公里，最大的竟达1～2万公里。抛射的最大速度每秒可达100～200公里，要比最快的侦察机快100多倍。当它们到达最高点后，受太阳引力的影响，便开始下降，直至返回到太阳表面。人们从高分辩率的观测资料中发现，冲浪是由非常小的一束纤维组成，每条纤维间相距很小，作为整体一起发亮，一起运动。日地空间环境状态的变化对现代生活、生产所依赖的现代尖端技术显得越来越重要。前面已提到，X射线耀斑直接引起地球电离层骚扰，从而影响地球短波通讯。太阳质子事件会危及宇航员和宇宙飞行器上的传感器及控制设备，对在高纬地区飞行的旅客和乘务人员也构成辐射威胁。另外有人统计，剧烈的太阳活动与地震、火山爆发、旱涝灾害、心脏和神经系统疾病的发生及交通事故都有关系。所以，太阳活动和日地物理预报是非常重要的。太阳活动预报分为长期、中期、短期预报和警报。日地空间环境作为系统的科学研究对象是在1957年人类进入太空开始的。50至70年代是探索阶段，人们逐步认识到太空环境的重要性。在大量探测的基础上建立了描述环境的静态模式，对一些重大的航天活动做了安全性的预报。80年代以后，在需求的推动下，日地空间环境的研究得到迅速的发展。自1979年开始每隔四年一次的国际日地预报会议均如期举行，规模逐次扩大。为了联合和协调各主要国家的工作，成立了联合的预报中心。总部设在美国，有10个区域警报中心分布于全球。我们北京区域警报中心是其中之一。进入90年代以后科学家们形象地称之为“空间天气”。这一周期平均为22年，它包含两个11年的太阳黑子周期，在每个周期中，太阳黑子的磁极极性相反，而其他各种日面现象的变化也象黑子一样有两次高潮和两次低潮。这些日面现象包括日珥、耀斑和磁效应等的频数起伏，磁效应则包括极光和对地球上无线电干扰的增强。太阳黑子的11年基本周期（有时也称为太阳活动周）是施瓦贝于1843年宣布发现的。有人企图把太阳活动周期同其他各种现象的变化联系在一起，如太阳直径的微小变化。甚至树木年轮的变化都同太阳活动周期有关。【最早的日食记录】公元前1217年5月26日，居住在我国河南省安阳的人们，正在从事着各种各样的正常活动，可是一件惊人的事情发生了。人们仰望天空，之间光芒四射的太阳，突然产生了缺口，光色也暗淡下来。但是，在缺了很大一部分后，却又开始复原了。这就是人类历史上关于日食的最早记录。它刻在一片甲骨文上。我国古代对日食的观察，保持了纪录的连续性。例如在《春秋》这本编年史终究记载了有公元前770年—公元前476年的244年中的37次日食。从公元3世纪开始对于日食的记录，更是一直延续到近代，长达一千六七百年之久。【持续时间最长的日食】日食(月亮界于太阳和地球之间)持续的最长时间为7分31秒。1955年发生在费城西部持续时间为7分8秒的日蚀是近年最长的一次。据预测， 2186年大西洋中部地区将发生一次持续时间7分29秒的日蚀。1995年，泰国曼谷的一次日蚀中，一位母亲和孩子被摄影照片，这次日蚀在该国某些地区为日全蚀。月蚀(月亮运行进入地球的阻影)持续的最长时间为1小时47分。2000年7月16日，在北美的西海岸人们看到这种景象。由于月球、地球运行的轨道都不是正圆，日、月同地球之间的距离时近时远，所以太阳光被月球遮蔽形成的影子，在地球上可分成本影、伪本影（月球距地球较远时形成的）和半影。观测者处于本影范围内可看到日全食；在伪本影范围内可看到日环食；而在半影范围内只能看到日偏食。【十年日食时间表】年月 日 类型 最佳观测点2008 2 7 环 南极洲、太平洋2008 8 1 全 加拿大、北冰洋、苏联、中国2009 1 26 环 大西洋、印度洋、印度尼西亚2009 7 22 全 印度、中国、太平洋2010 1 15 环 非洲、印度洋、缅甸、中国2010 7 12 全 太平洋、南美洲南部2012 5 21 环 中国、日本、太平洋、美国2012 11 14 全 澳大利亚、太平洋2013 5 10 环 澳大利亚、伊里安岛、太平洋2013 11 3 全环 大西洋、非洲2014 4 29 环 南极洲2015 3 20 全 大西洋、斯匹次卑尔根群岛、北冰洋2016 3 9 全 印度尼西亚、太平洋2016 9 1 环 大西洋、非洲、印度洋2017 2 26 环 太平洋、南美洲南部、大西洋、非洲南部2017 8 22 全 太平洋、美国、大西洋2019 7 3 全 太平洋、南美洲2019 12 26 环 阿拉伯半岛、印度、印度尼西亚、太平洋2020 6 21 环 非洲、阿拉伯半岛、巴基斯坦、中国、太平洋2020 12 15 全 太平洋、南美洲南部、大西洋2021 6 10 环 北美洲东北部、北冰洋、苏联2021 12 4 全 大西洋、南极洲、太平洋2023 4 20 全环 印度洋、伊里安岛、太平洋2023 10 15 环 太平洋、北美洲南部、南美洲北部、大西洋2024 4 9 全 太平洋、北美洲南部、大西洋2024 10 3 环 太平洋、南美洲极南部、大西洋2026 2 17 环 南极洲、印度洋2026 8 13 全 北冰洋、格陵兰岛、大西洋、欧洲极西部2027 2 6 环 太平洋、南美洲极南部、大西洋2027 8 2 全 大西洋、非洲极北部、亚洲极西南部、印度洋2028 1 26 环 太平洋、南美洲北部、大西洋、欧洲西部2028 7 22 全 印度洋、澳大利亚、太平洋这个上面都有，可以自己看，图文并茂呦~~~日食和月食的形成原理都是由于光的直线传播。具体的形成原因如下：日食是在同一直线上的太阳、月亮和地球之间，月亮把太阳光挡住，致使地球上的局部地方，即使是白天，也看不到太阳或只看到残缺的太阳，太阳完全被遮住称为日全食，遮住部分称为日偏食。而月食，是在同一直线上的地球把太阳光遮住，致使在晴朗的夜空，月亮也变得黑黑的，同样月食也分月全食和月偏食。在我国古代的时候，由于人们不了解月食的形成原因，迷信地认为发生月食是将要有大的灾难，因此古时人们把月食叫做“天狗吃月亮“，现在我们知道，日食和月食都是光的直线传播规律的一个自然而然的现象。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）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。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。（选自金祖孟等编《地球概论（修订本）》）
日食和月食是如何形成的？日食和月食是如何形成的?
曰食的开始是默默无闻的。在太阳的西边缘，由月影产 生一个小小的缺口，这意味着月球已开始侵占太阳表面了。 这个小缺口在逐渐增大，直到约一个半小时后，太阳的表面 几乎完全被侵占，只剩一条蛾眉月形的亮带。以上构成了日 食的偏食阶段。接下来直到全食发生的几分钟是很壮观的： 气温骤然下降、天空变暗、群星浮现、一团淡黄色的薄雾笼 罩着远方的地平线。
日食与月食是如何形成的？
日全食时可见日全食的地域可见日全食的地域 曰环食时 可见日环食的地域日食、月食发生在太阳、月亮和地球处于同一直线上时。当月亮位于太阳和地球之间时，月亮就会遮住太阳，太阳看上去就像缺了一部分，从而形成日食。当地球行至太阳与月亮之间时，月亮则进人地球的阴影之中，月亮黯然失色，就出现了月食3所以，日食只发生在新月之时，而月食只出现于满月之日。新月、满月都是每月一次，但日食、月食并非月月都会发生，因为绕地球旋 转的月球轨道与绕日旋转的地球轨道相互倾斜，成5°倾斜角，太阳、月亮和地球就仿佛排列在唱盘般的平面上。平 时的新月都处于太阳与地球连线的上侧或下侧=当月球全部进入地球的本影区 中，称为月全食；如果只有一部分进入本影区，则称为月偏食。一年之中，大 约会发生两次月食.每一次都必定是在满月的时候，时间则可以维持2小时左右。
日食和月食分别是怎样形成的？
每过一段相当长的时期，太阳都会掩映于一片黑暗之中，此时它会变得越来越小，过了一段时间后，就形成了一弯细牙，并最终消逝。此刻，在天空中太阳消失的地方，会形成一个周边被昏暗的光环所围绕的黑色圆轮物。而同时，地面上也逐渐昏暗下来，冷风阵阵袭来，鸟儿们纷纷归巢，人类被这一情景吓得不知所措，到底发生了什么事？ 人们曾认为这一定是“天狗”或“神龙”在吞食太阳，太阳不会再出现了，严冬和黑暗即将来临，地球上，包括人类在内的所有生物都将灭亡。而事实上，这一切都不曾发生，几分钟之后，太阳又重新在它消失的地方露出了笑脸，并且越来越大，不一会儿，就又像往常一样光芒四射地高悬于天空中了。 这究竟是怎么一回事呢？古巴比伦的天文学家们经过研究，找到了回答这个问题的关键。他们发现，日食出现的时候，天空会变暗，并伴随有星辰的出现，但月亮却并未出现。这是因为日食总是发生在月亮从西向东，超过了太阳，并在天空中呈现出新月形的日子里。当月亮从太阳面前经过时，会将太阳全部遮住，于是我们此时就看不见太阳了。不久，当月亮移走后，太阳又会再次出现在天空中。 如果上述情况属实，那么为什么不是所有新月出现的日子里都会有日食发生呢？又为什么并非每个月都会有日食现象出现呢？这是因为太阳和月亮在天空中并不是沿相同的路62616964757a686964616fe59b9ee7ad9431333335313862径运行的，它们各自所在的路径彼此之间呈一定的角度。通常情况下，月亮是从太阳稍上或稍下一点的地方通过。而只有当月亮处在它绕地球运行的路径与地球绕太阳运行的路径的交点的地方，并且这时，月亮正运行在太阳的前面，这种情况下才会有月食出现。像这样的交叉点，或称“交点”有两个，它们分别位于天空中相对应的两侧。有时太阳和月亮途经到交点处，就会发生日食现象。 日全食成因示意图 当月亮从太阳面前经过时，月影投射到地球表面（月亮的投影与其他任何物体在灯光下的投影一样，是实心的，也就是浸在灯光里，而本身是黑暗的）。它投影在地球上的面积很小，只能遮住地面上一小片区域，这一小片区域只有约160 公里，甚至更小一些。也就是说，你也许有可能看到整个太阳消失了，但几公里以外的另一些人也许看到的是月亮只遮住了太阳的一部分（日偏食），而更远地方的人们则有可能根本看不到日食。随着月亮的运行，月影也将在地球表面不断变化着位置，但它在地面上所经过的面积加起来也不过是地球表面的一小部分而已，而且无论在什么地方，它最多只持续7 分钟左右。 日环食成因示意图 太阳和月亮不管处在天空中的什么位置上，都会看上去大小不一样。既然月亮总体上来讲比太阳要小一些，因此当它经过太阳面前时并不能将太阳完全遮住，而此时，我们将会看到在月亮阴影的周围产生一圈儿耀眼的光环，它就是我们通常所说的“日环食”。 天文学家们已经找到了太阳和月亮的运行轨道，以此为根据，可以预测出日食发生的时间。对于古代天文学家们来说，这是一项极为重要的工作。因为他们认为这种现象是上帝对人类的警告和提示。所以，准确地预测出日食发生的时间在当时是一项光荣而艰巨的工作，这正是当时的天文学家们对上帝启示破译时能大显身手的好机会。在早些时候，巴比伦人就已经学会了如何预测日食。在古希腊，台利斯曾利用这一预测进行一些欺骗活动，据说，他曾预测公元前585 年时，在亚洲的米纳地区会出现一次日食，而的确真的发生了。事实上，事情的经过是这样的：当时在那里有两支军队分别来自米堤亚和吕底亚。在“日食”发生时，这两支军队正在针锋相对地做着开战的准备。当他们听说了这个消息时都惊恐万分，于是各自草草收兵。当代的天文学家已经可以推算出日食出现的时间，他们推算出那次日食发生的确切时间是在公元前585 年5 月28 日。而上述在这天停止的战争是人类历史上首次以和平的方式平息的战争。因此，这一天将被后人牢牢记住。 在某些时候，还会出现月食。这种现象只发生在满月的日子里，而此时太阳处于地球的一侧，而月亮处于地球的另一侧。如果我们已经弄清楚了日食的成因，那么对月食成因的理解也就不是什么难事了。这一现象的发生是由于月亮从地球的投影里经过的结果。 地球的影子 三种月食成因示意图 a.半影月食 b.月偏食 c.月全食 地球比月亮大，因此它的投影也比月亮的投影大。实际上，地球的投影可以遮住整个月亮，于是就有可能发生月食。而这时，处于地球正对月亮一侧的人们都能看到月食。月食的持续时间也比日食要长些。此外，月食并不是每个满月的时候都会出现，这是因为月亮与太阳的运行轨道不同。通常，在满月的日子里，地球的投影是从月亮的上方或下方经过。而只有当太阳处在一个交点处，而月亮处于另一个交点处时，才会出现月食。同日食一样，月食也是可以预测的。实际上，曾有人认为古石器时代古人使用的某些石器正是为这些现象发生而制作的。日食是月球绕地球转到太阳和地球中间时，如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分31秒。日环食的最长时间是12分24秒。法国的一位天文学家为了延迟观测日全食的时间，他乘坐超音速飞机追赶月亮的影子，使观测时间延长到了74分钟。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录。日食和月食的形成原理都是由于光2113的直线传播。 具体的形成原因如下： 日食是在同一直线上的太阳、月亮和地球之间，月亮把太5261阳光挡住，致使地球上的局部地方，即使是白天，也看不到太阳或只看到残缺的太阳4102，太阳完全被遮住称为日全食，遮住部分称为日偏食。 而月食，是在同一直线上的地球把太阳光遮住，致使在晴朗的夜空，月亮也变得黑黑的，同样月食也分月全食和月偏食。 在我国古代的时1653候，由于人们不了解月食的形成原因，迷信地认为发生月食是将要有大的灾难，因此内古时人们把月食叫做容“天狗吃月亮“，现在我们知道，日食和月食都是光的直线传播规律的一个自然而然的现象。日食：月亮在太阳和地球之间，月亮遮蔽投向地球的阳光形成。 月食：地球在月亮和太阳之间，地球遮蔽投向月球的阳光形成。 月食 随着月亮每天在星空中自西向东移动一大段距离，它的形状也在不断地变化着，这就是月亮位相变化，叫做月相。“人有悲欢离合，月有阴晴圆缺”，这里的圆缺就是指“月相变化”：在地球上所看到的月球被日光照亮部分的不同形象。 由于月球本身不发光，在太阳光照射下，向着太阳的半个球面是亮区，另半个球面是暗区。随着月亮相对于地球和太阳的位置变化，就使它被太阳照亮的一面有时对向地球，有时背向地球；有时对向地球的月亮部分大一些，有时小一些，这样就出现了不同的月相。 每当月球运行到太阳与地球之间，被太阳照亮的半球背对着地球时，人们在地球上就看不到月球，这一天称为“新月”，也叫“朔日”，这时是农历初一。 过了新月，月球顺着地球自转方向运行，亮区逐渐转向地球，在地球上就可看到露出一丝纤细银钩似的月球，出现在西方天空，弓背朝向夕阳，这一月相叫“蛾眉月”，这时是农历初三、四。 随后，月球在天空里逐日远离太阳，到了农历初七、八，半个亮区对着地球，人们可以看到半个月亮（凸面向西），这一月相叫“上弦月”。 当月球运行到地球的背日方向，即农历十五、十六、十七，月球的亮区全部对着地球，我们能看到一轮圆月，这一月相称为“满月”，也叫“望”。 满月过后，亮区西侧开始亏缺，到农历二十二、二十三，又能看到半个月亮（凸面向东），这一月相叫做“下弦月”。在这一期间月球日渐向太阳靠拢，半夜时分才能从东方升起。 又过四五天，月球又变成一个蛾眉形月芽，弓背朝向旭日，这一月相叫“残月”。 当月球再次运行到日地之间，月亮又回到“朔”。 月相就是这样周而复始地变化着。如果用月相变化的周期（即一次月相变化的全部过程）来计算，从新月到下一个新月，或从满月到下一个满月，就是一个“朔望月”，时间间隔约29.53天， 中国农历的一个月长度，就是根据“朔望月”确定的。 日食 日食是月球绕地球转到太阳和地球中间时，如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分31秒。日环食的最长时间是12分24秒。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录。 【科学解释】 日食、月食是光在天体中沿直线传播的典型例证。月亮运行到太阳和地球中间并不是每次都发生日食，发生日食需要满足两个条件。其一，日食总是发生在朔日（农历初一）。也不是所有朔日必定发生日食，因为月球运行的轨道（白道）和太阳运行的轨道（黄道）并不在一个平面上。白道平面和黄道平面有5°9′的夹角。如果在朔日，太阳和月球都移到白道和黄道的交点附近，太阳离交点处有一定的角度（日食限），就能发生日食，这是要满足的第二个条件。 由于月球、地球运行的轨道都不是正圆，日、月同地球之间的距离时近时远，所以太阳光被月球遮蔽形成的影子，在地球上可分成本影、伪本影（月球距地球较远时形成的）和半影。观测者处于本影范围内可看到日全食；在伪本影范围内可看到日环食；而在半影范围内只能看到日偏食。 日全食发生时，根据月球圆面同太阳圆面的位置关系，可分成五种食象：1．初亏。月球比太阳的视运动走得快。日食时月球追上太阳。月球东边缘刚刚同太阳西边缘相“接触”时叫做初亏，是第一次“外切”，是日食的开始；2．食既。初亏后大约一小时，月球的东边缘和太阳的东边缘相“内切”的时刻叫做食既，是日全食的开始，这时月球把整个太阳都遮住了；3．食甚。是太阳被食最深的时刻，月球中心移到同太阳中心最近；4．生光。月球西边缘和太阳西边缘相“内切”的时刻叫生光，是日全食的结束；从食既到生光一般只有二三分钟，最长不超过七分半钟；5．复圆。生光后大约一小时，月球西边缘和太阳东边缘相“接触”时叫做复圆，从这62616964757a686964616fe58685e5aeb931333335313861时起月球完全“脱离”太阳，日食结束。 月球表面有许多高山，月球边缘是不整齐的。在食既或者生光到来的瞬间月球边缘的山谷未能完全遮住太阳时，未遮住部分形成一个发光区，像一颗晶莹的“钻石”；周围淡红色的光圈构成钻戒的“指环”，整体看来，很像一枚镶嵌着璀璨宝石的钻戒。有时形成许多特别明亮的光线或光点，好像在太阳周围镶嵌一串珍珠，称作倍利珠（倍利是法国天文学家）。 无论是日偏食、日全食或日环食，时间都是很短的。在地球上能够看到日食的地区也很有限，这是因为月球比较小，它的本影也比较小而短，因而本影在地球上扫过的范围不广，时间不长，由于月球本影的平均长度(373293公里)小于月球与地球之间的平均距离 (384400公里)，就整个地球而方，日环食发生的次数多于日全食。地球和月球本身都不发光.凡是不发光、不透明的物体在太阳光照耀下，都有一个影子拖在后面。地球和月球背着太阳的一面，也都各自拖着一条长长的影子。从图上我们可以看出，影子由两部分组成：影子最黑的部分，称之为本影，在月球的本影内看不见太阳；本影周围稍微暗淡的影子，称之为半影，在月球的半影内只能看见太阳的一部分。 地球绕着太阳旋转，月球绕着地球旋转，并随着地球绕太阳旋转。所以在月球绕地球公转一周（二十九天半）中，当月球走到太阳和地球之间，如果太阳、月球、地球正好在或接近一各直线时就会把太阳遮住而发生日食。 同样，当月球走至地球背向太阳一面，如果太阳、地球月球正好在或接近一条直线时，也就是月球走进地球本影里才发生月食。 日食共有三种，即：日偏食、日环食，和日全食。月球遮住太阳的一部分叫日偏食。月球只遮住太阳的中心部分，在太阳周围还露出一圈日面，好象一个光环似的叫日环食。太阳被完全遮住的叫日全食。这三种不同的日食的发生跟太阳、月球和地球三者的相互变化着的位置有关，并且也决定于月球与地球之间的距离变化。 月球比太阳小得多，它的直径大约是太阳直径的四百分之一，而月球与地球间距离也差不多是太阳与地球间距离的四百分之一，所以从地球上看，月亮与太阳的圆面大小差不多相等，因而能把遮住而发生日食。 1999.08.11日全食时的太阳、月亮、地球 地球公转和月球公转轨道都是椭圆，不论是太阳与地球间距离，还是月球与地球间距离，并不是固定不变的，而有时比较远，有时又比较近，因此月球本影的长短也不一样，月球本影最长时有379660公里，最短时为367000 公里，而地球与月球之间的距离最近时为356700公里，最远时达406700公里。如果某个时刻月球本影比地球与月球之间的距离大，地球上被月球本影扫过的地带就可以看到日全食。如果月球本影比地球与月球之间的距离小，月球本影的尖端到不了地球的表面，那么在影尖延长出来的小影锥（叫伪本影）扫过的地带可以看到日环食。被月球半影扫过的地带均可以看到日偏食，在偏食区内离全食区越近，偏食的程度就越大。月球本影和半影没有扫过的地方，根本看不见日食。 无论是日偏食、日全食或日环食，时间都是很短的，在同一个地方看到一次日全食的时间最长不超过七分四十五秒。在地球上能够看到日食的地区也很有限，这是因为月球比较小，它的本影也比较小而短，因而本影在地球上扫过的范围不广，时间不长，由于月球本影的平均长度(373293公里)小于月球与地球之间的平均距离 (384400公里)，就整个地球而方，日环食发生的次数多于日全食。
日食，月食的形成
日食和月食的形成原理都是由于光的直线传播。
具体的形成原因如下：
日食是在同一直线上的太阳、月亮和地球之间，月亮把太阳光挡住，致使地球上的局部地方，即使是白天，也看不到太阳或只看到残缺的太阳，太阳完全被遮住称为日全食，遮住部分称为日偏食。
而月食，是在同一直线上的地球把太阳光遮住，致使在晴朗的夜空，月亮也变得黑黑的，同样月食也分月全食和月偏食。
在我国古代的时候，由于人们不了解月食的形成原因，迷信地认为发生月食是将要有大的灾难，因此古时人们把月食叫做“天狗吃月亮“，现在我们知道，日食和月食都是光的直线传播规律的一个自然而然的现象。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。 卫星挡住从太阳射来的光 从而在地球上形成阴影，就形成日食 月食一样的当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直上(月球在太阳和地球之间)，太阳到地球的光线便会部分或完全地被月球遮挡住，从而产生日食现象。日食的时候，对地球来说，太阳和月球在同一条射线上，所以日食必定发生在“朔”(也说“新月”，即农历初一日前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道(分别称为黄道和白道)并不在同一个平面上，而是约有5度的交角，因此只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生日食。 日食可分为日偏食、日全食及日环食三种。三种食相的形成原因请参照下图，图中灰色区域表示半影区，在其中的人只能看见太阳的一部分，那就是偏食。在月影区（即左图黑色区域，右图月亮后面的棕色区域）内，将能观测到全食，右图中月影区不能到达地面，在其延长线包围区域内的人们还能看见太阳边缘，那就是日环食了。因此，环食和全食不可能同时发生。
