日食和月食是怎么形成的 _月食

【日食和月食是怎么形成的】

日食和月食一、日月食現象日月食和天體影錐日食和月食是一種壯觀的天象，也是一種短暫而無危害的自然現象。它的發生同月球和地球的影子有關。在太陽照射下，地球和月球在背太陽方向，都拖著一條很長的影子。太陽、地球和月球都是球狀體，且太陽遠大于地球和月球，因此，它們的影子的主要部分，是一個以其頂端背向太陽的會聚圓錐，叫做本影。在本影內，太陽光盤全部被遮蔽，因而是黑暗的（嚴格地說，由于大氣的折光作用，地球的本影內并不完全黑暗）。由于太陽是一個球狀光源，因此，本影周圍還有一個黑暗與光明的過渡區域。這是一個比本影大得多的發散圓錐，叫做半影。在這個影區內，能得到部分太陽光輝，因而并不完全黑暗。在半影內、本影影錐的延伸部分，是一個與本影同軸而反向的發射圓錐，叫偽本影。它是一種特殊類型的半影，那里，被遮蔽的是太陽光盤的中心部分，太陽的邊緣部分仍然可見，因而也不是完全黑暗的。半影和偽本影的不同部分，明暗程度不同：愈接近本影，愈陰暗；離本影愈遠，日輪被遮蔽程度愈小，愈明亮。本影的長度，因射影天體的大小和它對于太陽的距離而不同。天體的半徑愈大，其本影愈長。月球的半徑約為地球半徑的27％，如果二者與太陽距離相等，那么，月本影長度也為地本影長度的27％。天體距太陽愈遠，其本影愈長。在一年中，地球（和月球）在接近遠日點時，本影較長；接近近日點時，本影較短。在一個月內，滿月前后，月球本影較長；新月前后，月本影較短。根據太陽、地球和月球的半徑，以及日地和月地的平均距離可知，地球本影的平均長度是1377 000km，約為月球本影長度的 3.5倍。新月時，月本影的平均長度為 374 500km，略小于月地平均距離（384 400km）。所以，月球影子到達地球時，可以是本影的頂端，也可以是其偽本影。“形影相隨”，月球拖著自己的影子繞地球運動。當它來到地球的向太陽一側，其影子有時會掠過地面。這時，在月影掃過的地區，人們看到太陽被月輪遮蔽，叫做日食。而當月球繞行到地球的背太陽一側，碰巧也會隱入地球本影。這時，在地球上看來，滿月在天空中失去光輝，這便是月食。可以想見，發生月食時，在月球天空中則看到日食；而當地球上發生日食時，在月球的夜空中，明亮的“地盤”上出現一個很小的黑影，可稱之為“凌地” 。日月食的種類日食分三類：日全食、日偏食和日環食，全食和環食又叫中心食。它們的不同，取決于月球影子的哪部分籠罩地面。我們知道，月球的直徑遠小于地球。因此，月球本影在任何時候，只能籠罩地面的很小一部分。在這一小塊地區看起來，太陽光盤全部被遮掩，這叫日全食。如果當時月球本影不夠長，以致同地面接觸的，不是月本影而是它的偽本影。那么，在偽本影里所見的太陽，中部被月輪遮蔽，邊緣依然光芒四射，這就是日環食。不言而諭，當月球的本影或偽本影落到地面時，其半影必同時到達。于是，在全食或環食地區的四周有一個環形的半影區，在那里看來，太陽部分地被月輪遮蔽，光盤殘缺，便是日偏食。這樣，在同一時間，中心食和偏食發生在地球上的不同地區；而在同一地區，發生中心食的前后，必伴有偏食階段。由于月球繞轉地球和地球本身的自轉，日食區在地面上移動而形成日食帶。日食帶的中部是全食（或環食）帶，其南北兩側為偏食帶。在移動過程中，月球本影的尖端相對于地面的距離在變化著。由于這種變化，有時會出現這樣的情形：日食的開始階段和終了階段是日環食，而中間階段發生日全食。這樣的一次日食叫全環食。有時候，由于月球影錐的偏離，地面上的日食帶全部是偏食帶。這樣的一次日食，始終是日偏食。月食分月全食和月偏食兩類，沒有月環食。月全食和月偏食的不同，取決于月球是否全部或部分隱入地球本影，而不決定于地球上觀測地點的不同。當月球全部隱入地球本影時，月輪整個變暗，這是月全食。若月球只是部分地進入地球本影，月輪殘缺，是月偏食。自然，在發生月全食前后，必同時伴有月偏食階段。有時，由于月球偏離地球本影軸心較遠，整個月食過程始終是月偏食。無論是發生月全食還是月偏食，全球（夜半球）各地同時看到同類的月食。與日食的情形不同，月食同地球的半影和偽本影無關。月球進入地球半影時，并不發生“食”，因為半影內能得到部分太陽光輝，它仍照亮整個月面，只是亮度變得稍暗，月輪保持不缺。這種現象叫做半影食，天文臺通常不作預告。至于為什么沒有月環食？原因是顯而易見的，因為在月球軌道距離處，地本影截面遠比月輪大得多。在上述各類食型中，最為罕見，也是最為壯觀和令人謎醉的是日全食。當日全食來臨時，天昏地暗，如同黑夜猝然到來，飛鳥歸巢，雞犬進窩，動物都表現出驚恐萬狀。沒有什么現象比太陽晝晦更為令人驚心動魄。歷史上最著名的一次日全食（發生在公元前585年5月28日，小亞細亞半島，即今土耳其），曾戲劇般地（由于驚嚇）結束了兩個民族部落之間一場持續五年之久的戰爭，成為戰爭史上一個有趣的插曲。日全食還具有重要的科學意義，它是研究太陽的極好時機。我們知道，色球和日冕的亮度都很微弱，平時完全被淹沒在陽光里，只有當日全食時，大氣散射光的來源被截斷，天空暗淡，色球和日冕才顯得特別清晰。天文工作者趁此機會，可以拍攝到它們的光譜（這時，它后面沒有產生夫瑯和費線的光源）；而研究色球和日冕，對于探索太陽本身及日地間的物理狀態，有著十分重要的意義。例如，被稱為“太陽元素”的氦，就是由天文學家在1868年的那次日全食時所攝的色球光譜中發現的，而化學家直到1895年，才從釔鈾礦的分析中找到它。當時有人贊嘆：天體光譜學竟跑到了化學的前頭。氦原子是一種難以“激動”的原子，要使它發出可見光，需要有很高的溫度。它的譜線出現在色球光譜中，正說明太陽色球的溫度是很高的。一些天文學家還利用這種“千載難逢”的機會，在太陽附近搜索水內行星和近日彗星…… 。所以，每當發生日全食時，天文工作者們總是攜帶笨重儀器，不惜長途跋涉，趕往日全食地帶進行各個學科的觀測和研究。日月食的過程日（月）全食的全過程，可以分為三個階段：偏食—全食—偏食。劃分這三個階段的是四種食相：初虧、食既、生光和復圓。從食既到生光是全食階段；初虧到食既和從生光到復圓，分別是全食前后的偏食階段。月球和太陽都在天球上向東運行。前者以恒星月為周期，速度為每日約13°10′；后者以恒星年為周期，速度為每日約59′ 。顯然，月球運行比太陽要快得多，它以每日約13°10′—59′＝12°11′的速度，自西向東追趕太陽和地球本影。這就是說，日食的過程，就是月球在天球上向東趕超太陽、從而遮蔽太陽的過程。因此，日食過程總是在日輪西緣開始，于東緣結束。同理，月食的過程，就是月球在天球上向東趕超地球本影，從而遭遮蔽的過程。因此，月食總是在月輪東緣開始，于西緣結束。在月球趕超太陽和地影截面的過程中，兩個圓面要發生二次外切和內切，分別為上述四種食相。對于日全食來說，這四種食相的含義是：初虧——月輪東緣同日輪西緣相外切，日偏食開始。食既——月輪東緣同日輪東緣相內切，日全食開始。生光——月輪西緣同日輪西緣相內切，日全食終了。復圓——月輪西緣同日輪東緣相外切，日偏食終了。對于月全食過程來說，這四種食相的含義是：初虧——月輪東緣同地本影截面的西緣相外切，月偏食開始。食既——月輪西緣同地本影截面的西緣相內切，月全食開始。生光——月輪東緣同地本影截面的東緣相內切，月全食終了。復圓——月輪西緣同地本影截面的東緣相外切，月偏食終了。日環食也有以上的食相。但它沒有全食階段，因此，日月兩輪雖有二次內切，卻沒有真正的食既和生光。日偏食和月偏食，無所謂食既和生光，也沒有相互內切。在日食和月食過程中，當月輪中心與日輪或地本影截面中心最接近的瞬間，叫做食甚。食甚時，日輪或月輪被“食”的程度，叫做食分。食分的計算，以日輪和月輪的視直徑的單位。例如，0. 5的食分，表示日輪和月輪的直徑為的50％（并非其面積的一半）被遮蔽。偏食的食分＞ 0，＜1；全食的食分≥l 。同一次日食，各地所見食分和見食時間，可以是不同的；但同一次月食，只要能見到全過程，各地所見的食分和見食時間皆相同。日月食的條件日食和月食的發生，有一定的條件，弄清這些條件，人們就能推算和預告日月食的發生。它是我國古代天文學的重要組成部分，并且在世界天文史上占有重要的地位。月球向東趕超太陽的運動，是在二者各自的向西周日運動過程中發生的，具體情況又因緯度、季節和南北半球而不同。——天赤道向南傾斜，天北極為仰極，可知是在北半球；——天赤道與地平圖交角即為當地余緯，故緯度為45°N；——太陽周日圈（赤緯）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；可見時間接近傍晚。簡單地說，日食的條件是，地球位于月球的背日方向（即月影所在的方向），從而位于日月連線的延長線上。月食的條件是，月球位于地球的背日方向（即地影所在的方向），從而位于日地連線的延長線上。為了便于說明，這個總條件可以分為兩個具體條件：——朔望條件：日食必發生在朔，月食必發生在望。在一個朔望月內，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。這樣，日、月食現象就同月相聯系起來。根據這一原理，我國古代就以日食來檢驗歷法。如果日食不發生在初一，那么，歷法上的朔望推算肯定成了問題。——交點條件：日食發生在朔，月食發生在望；但逢朔未必發生日食，逢望未必發生月食。經驗告訴我們，大多數的朔望都不發生日、月食。這是因為，白道和黃道之間有5°9′的交角（稱黃白交角），而月輪和日輪的視直徑都只有0.5°左右。可見，朔望條件只是日、月食發生的必要條件，而不是充分條件。朔（日月相合）和望（日月相沖）只表明日月的黃經相同或相差180°；而要二者在天球上真正疊合，還須要它們的黃緯相等（或相近）。這就要求月球和太陽同時位于黃白交點或其附近。如果日月相合或相沖而不在黃白交點附近，那么，逢朔時，月球的影錐從地球的南北掠過而不觸及地面；望時的月球也從地球影錐的南北越過而不進入地球本影。概括地說，日食的條件是日月相合于黃白交點或其附近；月食的條件是日月相沖（望）于黃白。食限和食季日、月食的發生，要求日月相合（或相沖）于黃白交點或其附近。這個“附近”有一定的限度，它就是食限。就日食而言，在這個限度上，位于白道上的月輪與黃道上的日輪靠近到相互外切，二者中心的角距，就是它們的視半徑之和，即約32′ 。這時，從日輪中心到黃白交點的那段黃道弧長，就叫日食限。我們知道，太陽沿黃道運行，它的位置用黃經表示；以日輪中心與黃白交點的黃經差來表示日食限，便直接同太陽經歷的時間長短相聯系。若以日月相沖代替日月相合，并以地本影截面取代日輪，那么，這樣的限度便是月食限。日月兩輪相切時，自黃白交點至日輪中心的一段黃道弧長，即此刻日輪中心與鄰近的黃白交點的黃經差。食限的大小，決定于黃白交角的大小、月地距離和日地距離的遠近。這些因素都是在變化著的：黃白交角變動于4°59′－5°18′；月地距離變動于363 300km（近地點）與405 500km（遠地點）之間；日地距離變動于 147 100 000km（近日點）與 152 100 000km（遠日點）之間。因此，日食限和月食限的大小也是在變化著的。這里，我們無法說明它們的具體大小，只能說明它們的一般變化規律：——黃白交角愈大，日食限和月食限便愈小；——月地距離愈大，月輪的視半徑愈小，日食限和月食限也愈小；——日地距離愈大，則日輪的視半徑愈小，日食限也愈小；但地影截面的視半徑卻增大，因而月食限也變大。由此可知，當黃白交角、月地距離和日地距離都最大時，日食限最小；反之，當三者都最小時，日食限最大。月食限的情形有所不同：當黃白交角、月地距離最大而日地距離最小時，月食限最小；反之，當黃白交角和月地距離最小而日地距離最大時，月食限最大。當日輪中心與黃白交點的黃經差值小于最小食限時，必然發生日（月）食；大于最小食限而小于最大食限時，可能發生日（月）食；大于最大食限時，則必然無食。茲將日食限（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，列表比較如下：由上表可知，月食限稍大于日食限。但如不計半影月食，則日食限遠大于月食限。計算食限的大小，除日、月視半徑及黃赤交角外，還要考慮太陽和月球的地平視差。S、E、M和M′分別表示日輪、地球和月輪中心。就日食而言，當月輪開始接觸日輪時（初虧），日心和月心對地心的張角，即為當時月球的黃緯。∠SEM＝∠SEA＋∠AEB＋∠BEM 。其中，∠SEA和∠BEM，分別是太陽和月球的視半徑，以S⊙和S月球表示之；∠AEB＝∠CBE—∠CAE，二者分別為月球和太陽的地平視差，以π月球和π⊙表示，那么便有∠SEM＝S⊙＋S月球－π⊙＋π月球對于月食而言，初虧時，月輪開始接觸地球本影截面（為方便起見，月球的位置，以復圓代替初虧），這時，月球的黃緯為∠TEM′－∠M′ED＋上∠DET 。其中，∠M′ED即為月球的視半徑 S月球；而∠DET＝∠CDE－∠ETD 。∠CDE即月球的地平視差π月球；而∠ETD＝∠AES－∠CAE，二者分別為太陽的視半徑S⊙和太陽的地平視差π⊙ 。于是又有：∠TEM′＝S月球＋π月球－S⊙＋π⊙我們知道，太陽和月球有相仿的視徑，前者平均為15′59〃.6，后者平均為15′32〃.6 。但它們的地平視差十分懸殊：太陽的地平視差平均僅8.〃8，而月球的地平視差平均達57′2〃. 7 。由此可知，∠ SEM＞∠ TEM′ 。黃緯愈大，離黃白交點愈遠，即日食限＞月食限。食季是有可能發生日、月食的一段時間，它是同食限相聯系的。由于日、月食的發生必須同時兼具兩個條件，并非所有朔、望都能發生，因此，一年中只有特定的一段時間，才能發生日、月食。我們知道，日、月食發生的條件是，太陽和月球必須同時位于同一黃白交點（日食），或分居兩個黃白交點（月食）或其附近。比較起來，月球是頻繁地（每月二次）經過黃白交點的，全年計24.5次；而太陽需隔半年才來到交點一次。所以，當時是否發生日、月食，主要取決于太陽是否位于黃白交點或其附近。太陽經過食限的這段時間，就被叫做食季。大體上說，一年有兩個食季，相隔約半年。食季的長短主要取決于食限的大小。食限愈大，食季就愈長。根據食限的大小和太陽周年運動的速度（平均每日59′），人們就能推算食季的約略日數。例如，日偏食的最小食限是15.9°，那么，它的食季不會短于15.9°× 2÷59′＝32.2日。這個長度已超過朔望月。這就是說，在這段時間里，月球必有一次來到交點。所以，一年中必有二次日食發生。碰巧的話，每個食季首尾各一次，這樣，一年便有四次日食。又如，月偏食的最大食限為11.9°，那么，它的食季長度不會超過11.9°× 2÷59′＝24.2日。這個長度不足一個朔望月。也就是說，在這段時間里，月球不一定來到交點。所以，有的年份連一次月食也沒有；即使有，每個食季也只能一次，碰巧一年可以有二次。由于黃白交點每年向西退行約20°，一個交點年（也叫食年）只有346.2600日，比回歸年短約19日。因此，可能出現下列兩種情形：第一，一年中有兩個完整的食季和一個不完整的食季。若第一個食季剛好在年初開始，除在年中遇到第三個食季外，在同年的十二月中旬，還可能迎來第三個食季。在這種情形下，這一年有可能發生五次日食和二次月食。第二種情形是，一年中有一個完整的食季（年中）和二個不完整的食季（年初和年終）。在這種情形下，有可能發生四次日食和三次月食。以前一種情形為例，假如第一個食季開始于1月1日，又恰逢合朔并且發生日食。在以后的346日（一個食年）中，在最有利的情形下，二個食季有可能發生四次日食和二次月食。第三個食季開始于12月12日前后，由于12個朔望月為354.36日，比食年約長8日，即要到12月20日前后，才能遇上第十三次合朔，有可能發生額外的、也是這一年最后的一次日食。剩下的日期已不足半個朔望月，即使隨之發生月食，也要等到第二年的一月上旬。不過，這種情形十分罕見。就全球而論，發生日食的次數比月食要多。但對一地而言，見到月食的次數遠多于日食。這是因為，月食時見食地區廣（夜半球各地均可見），而日食時，地球上只有狹窄地帶可見。據統計，對一個特定地點來說，平均每三、四年就能逢到一次月全食；但是日全食平均要幾百年才能遇上一次。所以，世上有許多人，終其一生也未曾遇見過日全食的景象。2009年7月22日，我國將見到一次日全食。日食帶寬230千米，長達3000千米，橫貫西藏南部和長江流域。全食階段長達5－6分鐘（最長的日全食階段約為7分鐘），且適逢江南盛夏的晴熱天氣，觀測條件極好。這將是一次“千載難逢”的良機。日食和月食的周期日食和月食的條件，包含各種周期性的天文因素，因而具有嚴格和復雜的周期性。首先，日食必發生在朔，月食必發生在望。朔望月就是月相變化的周期，其長度為29.5306日。其次，發生日、月食時，太陽必位于黃白交點或其附近。太陽經過黃白交點是周期性現象，其周期為交點年（食年），即346.6200日。再次，發生日、月食時，月球也必同時來到黃白交點或其附近，月球連續二次經過同一黃白交點的周期為交點月，即27.2122日。此外，月球接近近地點時，運行速度快；接近遠地點時，運行速度慢。這種距離和速度的差異，也是一種周期性變化，其周期為近點月，即 27.5546日。把上述四種周期組合成一種共同周期，即它們的最小公倍數，叫做沙羅周期。它的長度為6585.32日，相當于223個朔望月，幾乎相當于242個交點月，約略相當于239近點月和19食年，列舉如下：朔望月（29.5306日）×223＝6585.32日交點月（27.2122日）×242＝6585.35日近點月（27.5546日）×239＝6585.55日食年（346.6200日）×19＝6585.78日按現行公歷，沙羅周期相當于18年11.32日（如其間有5個閏年，則為18年另10.32日）。經過這么長的一段時間后，太陽、月球和黃白交點三者的相對位置，以及月地距離，又回復到與原來近乎相同的情況。于是，上一個周期內的日月食系列又重新出現。在一個沙羅周期內，大體上有相等的日、月食次數和相同的日、月食種類。同時，每次日食和月食，都要在一個沙羅周期后重復出現。例如，1987年9月23日的那次日環食，將在2005年10月3日重現。但是，由于沙羅周期并非太陽日的整數倍，相互對應的二次日食或月食，并不發生在一日內的同一時刻。它的不足1日的尾數0.32日，即約l／3日，使相互對應的二次日食或月食，在時刻上推遲約8小時，因此，在經度上偏西約120° 。如1987年9月23日的那次日環食，俄羅斯、中國和太平洋等處可見；而2005年10月3日將發生的日環食，改在大西洋、非洲和印度洋等處可見。另外，沙羅周期并不嚴格地等于交點月、近點月和食年的整數倍，因此，相互對應的日食或月食，只是大同小異，不可能完全一樣。總之，沙羅周期并沒有包含同日、月食有關的全部因素。它的簡單的規律性，并沒有絕對的意義，因此，不能代替日、月食的具體推算。

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日食和月食是怎么形成的

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