全日食形成的原因大神们帮帮忙

食是自然界的一种现象，当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直线上（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。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道并不在同一个平面上，而是约有5°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。月球阻挡了太阳光，在地球上造成阴影，使某些地区不能接受到部分或全部阳光。至于观测者看到太阳给遮盖了多少，则要视乎他们身处的地方相对月球阴影的位置。如观测者在半影区内（见示意图），他们会看到日偏食，而身处本影区的人则会看到日全食 月全蚀月蚀是一种特殊的天文现像，指当月球运行至地球的阴影部份时，在月球和地球之间的地区会因为太阳光被地球所遮闭，现看到月球缺了一块。 也就是说，此时的太阳、地球、月球恰好 (或几乎) 在同一条直在线，因此从太阳照射到月球的光线，会被地球所掩盖。 以地球而言，当月蚀发生的时候，太阳和月球的方向会相差 180 度，所以月食必定发生在‘望’(即农历15日前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道 (称为黄道和白道) 并不在同一个平面上，而是有约 5 度的交角，所以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，产生月食

希望采纳

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65853天（223

×29530588），即18年零113天，如果在这段时间内有5个闰年，那就是18年零103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39866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”。

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。

日全食说明

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（即月面的东边缘与日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。

最精彩的日全食从7月22日上午9时至9时38分（北京时间）

这次日食的食分为10799，全食最长持续时间为3988秒，即6分钟388秒。月球的本影将覆盖亚洲东部各区、太平洋及夏威夷。

这次日食是21世纪全食持续时间最长的日全食，中国城市桐城、成都、乐山、重庆、宜昌、武汉、芜湖、铜陵、上海、嘉兴、无锡、苏州、宁波、杭州、荆州等地均可见全食。

其它的省只能看到日偏时了。

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 35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05°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：

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。

食甚

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。

生光

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05，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10的，日全食的食分是10。

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。

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