日食是怎么形成的

日食、月食的发生，说明了光在天体中的传播是沿直线进行的。其实，月亮运行到太阳和地球中间并不是每次都能发生日食。因为发生日食也需要满足下列两个条件：第一，日食总是发生在朔日（农历初一）。第二，并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。因为在白道平面和黄道平面上有一个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。所以，只有满足这两个条件，才会发生日食。

由于月球和地球运行的轨道都不是正圆形，而且太阳、月球与地球之间的距离也时近时远，所以太阳光就极容易被月球遮蔽形成影子。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。观测者若处在本影范围内可看到日全食；若处在伪本影范围内即可看到日环食；而处在半影范围内只能看到日偏食。

在月球的表面有许多高山，因而月球的边缘是不整齐的。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，在未遮住的部分就会形成一个发光区，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，因此人们称它为“钻石环”。有时也会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一样，所以人们称其为“贝利珠”。此外，这个名字的由来也是根据法国天文学家贝利而命名的。

由于日偏食、日全食或日环食的时间都很短，所以在地球上能够看到日食的地区就很有限。此外，还有一个原因就是月球比较小，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）要比月球与地球之间的平均距离(384400公里)小，所以就整个地球而言，日环食要比日全食发生的次数要多。

日食是因为月球运动到了太阳和地球中间，如果三者在一条直线上，月球挡住了太阳射向地球的光而形成的。这是一种自然的天文现象，在2020年，全球范围内可以观察到的日食有两次，分别是6月21日的日环食和12月15日的日全食。

日食又叫做日蚀，我们知道，地球绕着太阳进行公转，而月球又绕着地球进行公转。当月球运动到太阳和地球中间的时候，如果三者正好在一条直线上，月球就会挡住太阳射向地球的光，那月球身后的黑影正好就会落在地球上，这时就会发生日食现象。日食分为日全食，日偏食，日环食，全环食，在民间，这种现象称为天狗食日。

发生日食需要满足两个条件。第一个条件是日食总是发生在农历初一左右，但是，并不是所有的农历初一都必然发生日食，因为月球运动的轨道和地球运行的轨道并不在一个平面上。第二个条件是太阳和月球都移动到了月球运行轨道与地球运行轨道的交点附近，此时太阳离交点有一定的角度，在这种情况下才可以形成日食。

在观测日食时首先要注意，不能直接用肉眼或任何光学设备直视太阳，否则会发生短暂性的失明，严重者可能会灼伤双眼，造成永久性失明。所以，在观看日食的时候，可以在市场上购买专门观看日食的保护眼镜，或者可以接一盆水，在水中滴入很多的黑色墨水，在发生日食的时候直接在水中观察。

亲爱的读者朋友们，前一段日子出现的日环食非常漂亮，你们都看到了吗？或者你们对日食还有什么不懂的，欢迎在评论区留言。

日食发生的原因说起来很简单——月球运行到太阳与地球之间而遮住太阳之故，但要较透彻地阐明日食的发生规律却是相当复杂和棘手的。我们现在的日食知识是从古以来长久观测研究逐渐积累下来的，至今仍有需要深入探索的问题。这里按历史发展来介绍有关知识，“温故而知新”，可以得到某些启迪。古代人仰望星空，直观感觉好像大多数星辰嵌在一个巨大的天穹或天球上，绕地球旋转，因而称它们为恒星；但有5颗星（水星、金星、火星、木星、土星）却常在恒星之问游动，称为行星；而月球和太阳在星空的“视运动”有规律地循环。用三角测量法测出了太阳比月球远……公元2世纪，集古代天文学成就，托勒密在其名著《天文学大成》中阐述了宇宙地心体系（即地心说），认为地球静止于宇宙中心，各行星在其特定，的本轮和均轮上绕地球转动，且跟恒星一起每天绕地球转一圈，试给天象规律作了一种数学理论描述，有其历史功绩。因他否认上帝，直到1215年教会还禁止讲授他的理论。直到后来，教会才把地心说作为统治工具，禁锢人们的思想。

1543年，哥白尼在名著《天体运行论》中提出宇宙日心体系（即日心说），形成太阳系概念。他论证了地球和行星依次在各自轨道上绕太阳公转；月球是绕地球转动的卫星，同时随地球绕太阳公转；日月星辰每天东升西落现象是地球自转的反映；恒星比太阳远得多。正如书名中“revolution”一词有“运行”（绕转或公转）和“革命”双关意思，从此自然科学便开始从神学中解放出来。

18世纪初，开普勒分析第谷留下的行星观测资料，发现“行星运动三定律”：

（1）行星绕太阳运动的轨道是椭圆太阳位于椭圆的一个焦点上；

（2）连接太阳到行星的直线（向径）在相等的时间扫过的面积相等；

（3）行星公转周期P的平方与轨道半长径n的立方成正比，即对下标i=1，2，3……示的各行星，有等量公式表述为：

P12〖〗a31=P22〖〗a32=P23〖〗a33=K（常数）

继而，牛顿总结当时的天文学和力学，进行科学抽象和数理推演，写出名著《自然哲学的数学原理》，由开普勒定律导出万有引力定律：两个物体之间的引力F跟它们质量（M1和M2）的乘积成正比，跟它们距离（r）的平方成反比，即

F=GM1M2〖〗r2

式中，G（=6672×10-11牛顿·米2／千克2）为引力常数。他奠立了天体力学基础，可用来从观测某颗行星在不同时间的视位置来推算出行星的轨道根数，再推算而预报出该行星在未来某时刻的视位置。这种方法同样适用于月球绕地球的轨道运动。

运动是相对的。地球上的人们看到太阳、月球、星辰每天在进行东升西落的周日“视运动”，实际上，这是地球自转的反映；在其他星球上的“外星人”，甚至到月球上的宇航员，就会观测到地球在自转。地球上的人们看到的月球每个月绕地球“视运动”转一圈的现象、太阳每年绕地球转一大圈的周年视运动现象——实际上是地球每年绕太阳转一圈。古代人虽然不可能知道有天体力学，但是却不乏聪明智慧，“观乎天文，以察时变”，应当说，我们刚才这几句“习以为常”的话是“本末倒置”了。事实上，应当是从观测太阳、月球、星辰的“视运动”周期性规律来确定时间的——以地球相对于太阳的自转运动平均周期来确定一天（昼夜）或“平太阳日”，以月球的圆缺变化周期来确定阴历“朔望月”，以太阳相对于遥远恒星的视运动周期来确定“回归年”。古代天文学家虽然不知道太阳—地球和地球—月球的准确距离，却能够从太阳和月球的视运动观测来推算和预报日食和月食，真令我们钦佩！这里的简述虽然是“形而上学”的，但至今仍使用“球面天文学”知识来论述天体视运动。

自古以来，人们直觉以为恒星仿佛嵌在“天穹”或“天球”上，实际上，并不存在真实的“天”或“天球”，只是借助假想的、半径非常大（常用一定半径代替）的天球，建立天球坐标系，来观测研究天体的“方位”和“视运动”。

根据方便和需要，选取天球上的基本点（原点）和基本圈（经过球心的平面与天球相交的大圆），约定计量的方向和范围，建立天球坐标系，进而观测计量天体的视方位（以2个角度为坐标来表示）。最常用的是地心天球“赤道坐标系”：地球自转轴延长就是天轴、交于天球的南天极P′和北天极p，跟天轴垂直的天赤道面交于天球的大圆则称为天赤道。相对于遥远的恒星来说，地球半径、甚至公转轨道半径都显得微小而可忽略，因而地球表面观测的星空就如同在地心观测一样（但自转仍存在，因而仍观测到同样的天体视运动）。从地球上看，太阳一年中在天球上视运动轨迹的大圆称为黄道，实际上黄道就是地球绕太阳公转轨道面（黄道面）和天球相交的大圆。垂直于黄道的天球直径两端称为北黄极K和南黄极K′。黄道和赤道有两个交点，太阳视运动从赤道南到北经过的交点（升交点）γ称为春分点，另一交点（降交点）Ω称为秋分点。

最常用的是赤道坐标系，以春分点γ为原点，天赤道和过春分点的赤经圈（即，经过南、北天极的大圆）为基本圈，两个坐标是赤经和赤纬。经过天体（投影点）X的赤经圈交天赤道于一点，那么圆弧LLTOL的角度称为赤经，从西向东计量，范围为0°到360°（常以“对应”时间范围。0小时到24小时以及时分、时秒表示），符号为α；圆弧L∠LOX的角度就是赤纬，符号为δ，从天赤道向北、向南计量分别为0°到90°和-90°。

黄道坐标系的基本圈为黄道，垂直于它的天球直径交于天球的两点为北黄极K和南黄极K。通过两黄极的大圆为黄经圈。仍取春分点甲为原点。经天体X和黄极的黄经圈KXK′交黄道于L。圆弧讧∠γOL的角度是黄经，符号为λ，而圆弧XL∠LOX的角度是黄纬，符号为β。

这两种坐标都是固定在天球上的，它们可以相互换算。在使用望远镜观测天体时，用赤道坐标很方便。在讨论日食发生时，用黄道坐标更方便。

当月球运行至一个特别的位置，即太阳、月亮及地球连成一线时，月亮将遮掩太阳的光芒，在地球上投下阴影，在阴影的不同区域，可观测到不同的日食现象。在月亮的本影区，即月亮完全遮住太阳的地区，可以看到日全食；在月亮的半影区，即月亮部分遮住太阳的地区，可以看到日偏食；在月亮的伪影区，即月亮遮住日面中心，但边缘仍可见的地区，可以看到日环食。其中日全食和日环食不会在地球上同时被看到。

日全食的过程包括五个时期。初亏：月影刚开始侵蚀日面，即日食过程开始的时刻，此时为日偏食；食既：月影刚刚遮住整个日面，日全食开始，此时有一两秒钟的时间可以在日面边缘看到一串亮点，这被称为“贝利珠”，它们是由于月亮边缘凹凸不平的山峰对阳光的散射而形成的；食甚：月影圆心与日面圆心距离最近，此时日光被遮的最严实；生光：月影刚划出日面，此时日全食结束，又开始呈现日偏食，“贝利珠”在此时会再次出现；复圆：月影完全划出日面，到此为止，日食过程完全结束。每次日全食时间最长7分多钟，一般为2至3分钟。

成因如下：

日食：又叫做日蚀，是月球运动到太阳和地球中间，如果三者正好处在一条直线时，月球就会挡住太阳射向地球的光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。

月食：是一种特殊的天文现象，指当月球运行至地球的阴影部分时，在月球和地球之间的地区会因为太阳光被地球所遮闭，就看到月球缺了一块。此时的太阳、地球、月球恰好 （或几乎） 在同一条直线上。月食可以分为月偏食、月全食和半影月食三种。月食只可能发生在农历十五前后。

在民间传说中，日食现象为天狗食日。日食只在朔，即月球与太阳呈现合的状态时发生。日食分为日偏食、日全食、日环食、全环食。观测日食时不能直视太阳，否则会造成短暂性失明，严重时甚至会造成永久性失明。

地球在背着太阳的方向会出现一条阴影，称为地影。地影分为本影和半影两部分。本影是指没有受到太阳光直射的地方，而半影则只受到部分太阳直射的光线。

月球在环绕地球运行过程中有时会进入地影，这就产生月食现象。当月球整个都进入本影时，就会发生月全食；但如果只是一部分进入本影时，则只会发生月偏食。月全食和月偏食都是本影月食。

有时候，太阳高悬在天空中，光芒四射，好端端的一个大白天，但是忽然太阳缺了一大半，变成了月牙形，甚至完全不见了。于是，天地间出现了夜色，星星也在眨眼。过一会儿，太阳又慢慢地出现了，似乎一切都和平时一样，这就是发生了日食。

世界上公认的最早的日全食文字记录在中国古文献《尚书•胤征》里。据该书记载：夏朝仲康时代，当时掌管天文的羲和家族中有个官员因沉湎于饮酒、懈怠职守，没有预报即将发生的一次日食，因而引起人们惊惶。国君仲康认为这是严重失职，便将羲和处死。科学家们推算，这是发生在公元前2137年10月21日的一次日全食。

在世界各国的一些古老传说里，都提到日食是怪物正在吞食太阳。

古代斯堪的纳维亚人认为日食是天狼食日；越南人说那食日的大妖怪是只大青蛙；阿根廷人说那是只美洲虎；西伯利亚人说是个吸血僵尸；印度人则说是怪兽。古埃及的太阳教徒相信，存在着一条可以吞食太阳神的蟒蛇。另有些埃及传说记载，日食的发生是因为一只想在天庭称霸的秃鹰企图夺走太阳神的光芒。印加人的神话中有只能通过甩尾巴来呼风唤雨的猫，而日食和月食正是这只神猫发怒的表现。墨西哥印第安人每见日食，女人都歇斯底里地惊叫，因为他们认为这是魔鬼即将降临世间吃掉人类的信号。美国的奥吉布瓦印第安人在日食发生时会向天空发射带火焰的箭，意图是“再度点燃”太阳。而非洲的一些民族则认为，太阳和月亮本是一对恋人，他们追逐时就发生了日食。

在古时候，人们由于不了解产生日食的原因，对日食的现象感到十分不解，日食的发生还制止了一场旷日持久的战争。

公元前585年的一天，在爱琴海东岸，米迪斯人和吕底亚人正在交战，双方打得难分难解。忽然天空中的太阳不见了，战场顿时失去了平时的光明，天昏地暗。双方的首领都十分惊恐，认为这是上天对他们的惩戒，于是，都一致同意放下武器，平心静气地订立了和平条约，结束了一场持续5年之久的战争。据推算，这次日食发生在那年的5月28日。

古人对日食的现象还做了种种有趣的解释。比如中国大多数地区传说是“天狗”吃掉了太阳，有的地区还传说是青蛙或豹子吃了太阳。因此，每当发生日食的时候，人们都要敲锣打鼓以吓跑“天狗”，营救太阳。

现在，科学家已弄清了日食产生的原因。我们知道，月球本身不会发光，因此在太阳的照射下，在它的背面会有一条长长的影子。当月球绕地球公转转到太阳和地球的中间时，这时太阳、月球和地球恰好处在一条直线上，月球便挡住了部分太阳照到地球上的光线，或者说，月球的影子投射到地球上。这样，在月影扫过的地区，人们就会看到日全食。日食在一年里一般会发生两次，有时也会发生3次，最多会发生5次，不过这是针对全地球而言，在地球上某个具体地方就很难碰到多次观日食的机会。

日食，从字面意思，我们也可以理解为食日，即“吃掉”太阳。那么是什么“吃掉”太阳呢？月亮！在我国古代是“天狗”“吃掉”太阳，因为人们不知道是什么，所以认为是“天狗”。随着科技的发展，我们现在知道了，是月亮“吃掉”了太阳。

日食上演时，需要使用专业的太阳滤镜观赏。如果是部分被月亮遮住，那么这被称为日偏食，如果全部被月亮遮住，这被称为日全食。还有一种也是很壮观的，那就是日环食，它的样子就如同天上挂了一个超级无敌的天然亮戒子。

1999年8月11日的日全食，图：Luc Viatour

当一个观测者（在地球上）处于月球投射到地面的阴影时（处于食带中），月亮就会完全的或部分的遮住太阳，这一地区就发生了日食现象。只有当月球接近黄道面时，太阳、月亮和地球几乎才会在三维的一条直线上（朔望），这种情况才会发生日食现象。在日偏食和日环食类型中，月亮只有部分遮挡了太阳。

如果月球的运行轨道是圆形的，且在距离上离地球稍微近一点，再加上如果也是在同一轨道平面上，那么当每次的新月发生时，我们从地球上都会看见日全食。但是，由于月球的轨道与地球围绕太阳的轨道有超过5度的倾斜夹角，所以月球的影子通常会错过地球。只有在新月期间，月亮离黄道面足够近时，日食才可能会发生。两个事件必须出现一种特殊情况，因为月球的轨道在每个交点月（27212220天）中其轨道节点处穿过黄道会发生二次，而每个朔望月（29530587981天）只能发生一次新月。因此，日食（和月食）仅在日食的季节时才会发生，每年至少会发生两次，最多只能发生5次日食；其中日全食一般不会超过两次。

2012年5月20日的日环食，图：Smrgeog

日食的类型

日食有四种类型：

第一种是日全食，这种情况是月亮的暗轮廓完全遮蔽强烈而又明亮的太阳光，在这种情况下，我们可以看见很微弱的太阳日冕。在所有的日全食中，全食带的范围是非常狭窄的，因此只有部分地区才可以看见。

第二种是日环食，当太阳、月亮、地球轨道运行到近乎成一条直线时，就会发生日环食，不过此类型事件要求月亮的视直径必须小于太阳视直径。所以，太阳看起来就是一个非常明亮的大环，或天然大戒指，月亮的暗面周围会被太阳光所包围。

第三种就是混合日食（也称为日环食/日全食），这种类型的日食会在日全食和日环食之间短暂的移动。也就是说在地球表面的某些点上，它看起来像日全食，而在其他附近的点上，它看起来又像日环食。这种混合食始极为罕见的。

第三种就是日偏食，当太阳、月亮、地球轨道运行到偏离一条直线多点时，月亮只会有一部分遮挡太阳，这就是日偏食。这种现象很普遍，因为在日全食、日环食、混合食中都可以看见它。然而，有些日食只能发生日偏食，因为本影只经过地球的极地区域，从不与地球表面相交。就太阳的亮度而言，日偏食实际上不是很明显的，因为它需要90%以上的覆盖率才能让我们注意到它变暗的现象。即使在99%的情况下，也不会比民用的黄昏暗淡。当然，如果观测者通过一个专业的太阳滤光器（为了安全起见，在观赏日食时，应该一直使用滤光器）来观察太阳，就可以观察到日偏食（以及其他日偏食的部分阶段）的变暗过程。

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