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發生日食是因為月亮擋在地球與太陽之間，使白天只能看到未被擋住的一部分陽光。同理，月食就是由于地球擋在月亮與太陽之間。
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初中課本上講的最淺顯易懂!
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1。日食和月食的“季節” 日、月食的發生必須是新月和滿月出現在黃白交點的一定界限之內，這個界限就叫做“食限”。計算表明，對日食而言，如果新月在黃道和白道的交點附近18度左右的范圍內，就可能發生日食；如果新月在黃道和白道的交點附近16度左右的范圍內，則一定有日食發生。 對月食而言，如果望月在黃道和白點的交點附近12度左右的范圍內，就可能發生月食；如果望月在黃道和白道的交點附近10度左右的范圍內，則一定有月食發生。 由于黃道和白道的交點有兩個，這兩個交點相距180度，所以一年之中有兩段時間可能發生日食和月食，這兩段時間都稱為“食季”，它們相距半年。 太陽每天在黃道上向東移 動約1度，由于日食的食限為18度左右的范圍，太陽從黃道和白道交點以西的18度運行到黃道和自道交點以東的18度，大約需要36天，也就是說日食的每一個食季為36天。對于月食而言，它的食限為12度左右，因此月食的每一個食季就只有24天。 2。一年之中有幾次 日食的一個食季是36天，這個天數比一個朔望月的平均長度29。53還要長。因此在一個日食的食季內必定會發生一次日食，也可能發生兩次日食。一年之中有兩個日食食季，所以在一年之內至少有兩次日食發生，也可能有四次日食發生(如果每個食季中都包含兩個朔日的話)。 月食的一個食季為24天,這個天數比一個朔望月的平均大數29。53天還要短。因此在月食的一個食季內可能包含一個望月，也可能沒有望月在內，也就是說，在這個食季內可能有一次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。一年之中月食的食季也是有兩個；”所以在一年之中，可能有兩次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。 一年之中，日、月食的次數最多時可以達到六次，即四次日食和兩次月食。但是實際上有時候一年之中的日、月食次數可以多達七次，即五次日食和兩次月食，或者是四次日食和三次月食。如1935年就曾發生過五次日食和兩次月食，將來的2160年也會是這樣；1917年和1982年就曾發生過四次日食和三次月食。那么，為什么一年之內的日、月食會多達七次呢？ 這是由于在太陽的引力作用下，黃道和白道的交點會不斷地沿著黃道從東向西移 動，每年約移 動20度，這個方向與太陽沿黃道運行的方向相反，因此太陽在黃道上連續兩次通過同一交點所經歷的時間間隔(這個間隔叫“食年”)比一年(365。2422天)要短，只有346。62天，要約少19天。這樣就會產生兩種情況：一種情況是一年365。2422天之內，包含了兩個完整的食季和一個不完整的食季。比方說第一個食季開始1月初，那么經過346。62天一個食年之后，第三個食季就會在同一年的12月中旬開始，在這種情況下就可能發生五次日食和兩次月食；另一種情況是一年365。2422天之內，包含了兩個不完整的食季(一個在年頭，一個在年尾)和一個完整的食季，在這種情況下就可能發生四次日食和三次月食。 綜上所述，我們可以把一年中日、月食所可能發生的次數歸納如下： 一年中日、月食最少有兩次，而且這兩次都是日食； 一年中可能一次月食都不會發生(如1980年)； 一年中日、月食最多可以有七次：五次日食和兩次月食(例如1935年)，或者是四次日食和三次月食(例如1917年和1982年)。 一般說來，最常見的情況是一年中有四次日、月食：兩次日食和兩次月食。 上面這些情況只是對全地球來說的。至于對地球的某個地點而言，一年內能看到日、月食的機會就要少得多。 另外，從上面的數字來看，一年中日食發生的次數比月食發生的次數多，但實際上人們卻往往看到月食的次數比看到日食的次數多。這是由于月食發生時，背著太陽的那半個地球上的人都可以看到；而在日食發生時，月亮的影錐只掃過地球上一個狹窄的地帶，只有在這部分地區的人才能看到日食，尤其是日全食發生時，全食帶的范圍更小，寬度只不過二三百千米，因此只有很少的一部分人才能看到。平均起來，一個地方要二三百年才能看見一次日全食。因此有不少的人一生也沒有看到日全食是不足為奇的。例如1961年3月2日夜里發生的月食，在我國、整個亞洲以及歐洲地區都可以看到。而1968年9月22日發生的日全食，在我國只有新疆的部分地區可以看到全食，在北京只能看到日偏食，而在上海，什么也看不到。 3。日食和月食的周期性 由于地球繞太陽和月亮繞地球的公轉運動都有一定的規律，因此日食和月食的發生也具有其循環的周期性。 早在古代，巴比倫人根據對日食和月食的長期統計，發現了日食和月食的發生有一個223個朔望月的周期。這個223個朔望月的周期便被稱為“沙羅周期”，“沙羅”就是重復的意思。 223個朔望月等于6585。3天(223×29。530588)，即18年零11。3天，如果在這段時間內有5個閏年，那就是18年零10。3天。在這段時間內，太陽、月亮和黃白交點的相對位置在經常改變著，而經過一個沙羅周期之后，太陽、月亮和黃白交點差不多又回到原來相對的位置，因此便會出現同上一次情況相類似的日、月食，但見食的地點會有所變化，這里就不再細述了。 在我國漢代也發現日、月食具有一個135個朔望月的周期。135個朔望月等于3986。6天，約等于11年少31天，也就是說日、月食每過11年少31天重復發生一次。這個循環周期記載在漢代的“三統歷”中，因此也稱為“三統歷周期”。。
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簡單來說就是地球、月亮、太陽成一直線。月亮在地球和太陽之間，所以看不到太陽。
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樓上說的太復雜了.其實就是月亮擋住了太陽的光輝.
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日食形成的原理日食是太陽圓面被月球遮掩的現象。根據交食的情況，可分為日全食、日偏食和日環食。日食必定發生在“朔日”（即農歷初一）。 地球和月亮都是不發光的球體，它們在太陽的照射下，在背向太陽的一面必然發生黑影。當月亮運行到太陽和月球之間時，如果太陽、月亮和地球正好位于或接近同一直線，這樣便發生了日食。日食是一種十分壯觀的天文現象，尤其是日全食，更是使人敬畏，終生難忘。陽光燦爛的白天，光焰無際的日輪突然被一團黑影逐漸蠶食、吞噬，當黑影把目輪完全擋住的時候，天空的亮度驟然下降一百萬倍。原來的太陽位置，變成暗黑的月亮圓面，奪目的貝利珠耀眼而出。剎那間，夜幕降臨，本來明亮的天空，變得繁星似錦，昏暗的大地上涼風習習，氣溫陡降，雞犬驚叫著逃回自己的巢穴，有時空中的飛鳥也會失去自控而墜落到地上。日食發生的規律1．日食和月食的“季節”日、月食的發生必須是新月和滿月出現在黃白交點的一定界限之內，這個界限就叫做“食限”。計算表明，對日食而言，如果新月在黃道和白道的交點附近18度左右的范圍內，就可能發生日食；如果新月在黃道和白道的交點附近16度左右的范圍內，則一定有日食發生。對月食而言，如果望月在黃道和白點的交點附近12度左右的范圍內，就可能發生月食；如果望月在黃道和白道的交點附近10度左右的范圍內，則一定有月食發生。由于黃道和白道的交點有兩個，這兩個交點相距180度，所以一年之中有兩段時間可能發生日食和月食，這兩段時間都稱為“食季”，它們相距半年。太陽每天在黃道上向東移動約1度，由于日食的食限為18度左右的范圍，太陽從黃道和白道交點以西的18度運行到黃道和自道交點以東的18度，大約需要36天，也就是說日食的每一個食季為36天。對于月食而言，它的食限為12度左右，因此月食的每一個食季就只有24天。2．一年之中有幾次日食的一個食季是36天，這個天數比一個朔望月的平均長度29。53還要長。因此在一個日食的食季內必定會發生一次日食，也可能發生兩次日食。一年之中有兩個日食食季，所以在一年之內至少有兩次日食發生，也可能有四次日食發生（如果每個食季中都包含兩個朔日的話）。月食的一個食季為24天,這個天數比一個朔望月的平均大數29。53天還要短。因此在月食的一個食季內可能包含一個望月，也可能沒有望月在內，也就是說，在這個食季內可能有一次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。一年之中月食的食季也是有兩個；”所以在一年之中，可能有兩次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。一年之中，日、月食的次數最多時可以達到六次，即四次日食和兩次月食。但是實際上有時候一年之中的日、月食次數可以多達七次，即五次日食和兩次月食，或者是四次日食和三次月食。如1935年就曾發生過五次日食和兩次月食，將來的2160年也會是這樣；1917年和1982年就曾發生過四次日食和三次月食。那么，為什么一年之內的日、月食會多達七次呢？這是由于在太陽的引力作用下，黃道和白道的交點會不斷地沿著黃道從東向西移動，每年約移動20度，這個方向與太陽沿黃道運行的方向相反，因此太陽在黃道上連續兩次通過同一交點所經歷的時間間隔（這個間隔叫“食年”）比一年（365．2422天）要短，只有346．62天，要約少19天。這樣就會產生兩種情況：一種情況是一年365．2422天之內，包含了兩個完整的食季和一個不完整的食季。比方說第一個食季開始1月初，那么經過346。62天一個食年之后，第三個食季就會在同一年的12月中旬開始，在這種情況下就可能發生五次日食和兩次月食；另一種情況是一年365。2422天之內，包含了兩個不完整的食季（一個在年頭，一個在年尾）和一個完整的食季，在這種情況下就可能發生四次日食和三次月食。綜上所述，我們可以把一年中日、月食所可能發生的次數歸納如下：一年中日、月食最少有兩次，而且這兩次都是日食；一年中可能一次月食都不會發生（如1980年）；一年中日、月食最多可以有七次：五次日食和兩次月食（例如1935年），或者是四次日食和三次月食（例如1917年和1982年）。一般說來，最常見的情況是一年中有四次日、月食：兩次日食和兩次月食。上面這些情況只是對全地球來說的。至于對地球的某個地點而言，一年內能看到日、月食的機會就要少得多。另外，從上面的數字來看，一年中日食發生的次數比月食發生的次數多，但實際上人們卻往往看到月食的次數比看到日食的次數多。這是由于月食發生時，背著太陽的那半個地球上的人都可以看到；而在日食發生時，月亮的影錐只掃過地球上一個狹窄的地帶，只有在這部分地區的人才能看到日食，尤其是日全食發生時，全食帶的范圍更小，寬度只不過二三百千米，因此只有很少的一部分人才能看到。平均起來，一個地方要二三百年才能看見一次日全食。因此有不少的人一生也沒有看到日全食是不足為奇的。例如1961年3月2日夜里發生的月食，在我國、整個亞洲以及歐洲地區都可以看到。而1968年9月22日發生的日全食，在我國只有新疆的部分地區可以看到全食，在北京只能看到日偏食，而在上海，什么也看不到。3．日食和月食的周期性由于地球繞太陽和月亮繞地球的公轉運動都有一定的規律，因此日食和月食的發生也具有其循環的周期性。早在古代，巴比倫人根據對日食和月食的長期統計，發現了日食和月食的發生有一個223個朔望月的周期。這個223個朔望月的周期便被稱為“沙羅周期”，“沙羅”就是重復的意思。223個朔望月等于6585。3天（223 ×29。530588），即18年零11。3天，如果在這段時間內有5個閏年，那就是18年零10。3天。在這段時間內，太陽、月亮和黃白交點的相對位置在經常改變著，而經過一個沙羅周期之后，太陽、月亮和黃白交點差不多又回到原來相對的位置，因此便會出現同上一次情況相類似的日、月食，但見食的地點會有所變化，這里就不再細述了。在我國漢代也發現日、月食具有一個135個朔望月的周期。135個朔望月等于3986。6天，約等于11年少31天，也就是說日、月食每過11年少31天重復發生一次。這個循環周期記載在漢代的“三統歷”中，因此也稱為“三統歷周期”。此外，人們還發現日、月食還有其他的循環周期。比如以358個朔望月為周期的紐康周期（合29年少20日），以235個朔望月為周期的米頓周期（合19年）等等，但這些周期都是非常粗略的，只能粗略地推算出日、月食發生的日期，并不能確定日、月食發生的準確時刻，食分的大小和見食的地區。準確的日、月食發生的時間以及交食情況，需要經過專門的嚴格推算，這已經是屬于相當專門的歷書天文學中“食論”的研究范圍了。我國紫金山天文臺就擔負著日、月食預報的工作。 日食的過程 一次日全食的過程可以包括以下五個時期：初虧、食既、食甚、生光、復圓。初虧由于月亮自西向東繞地球運轉，所以日食總是在太陽圓面的西邊緣開始的。當月亮的東邊緣剛接觸到太陽圓面的瞬間（即月面的東邊緣與月面的西邊緣相外切的時刻），稱為初虧。初虧也就是日食過程開始的時刻。食既從初虧開始，就是偏食階段了。月亮繼續往東運行，太陽圓面被月亮遮掩的部分逐漸增大，陽光的強度與熱度顯著下降。當月面的東邊緣與日面的東邊緣相內切時，稱為食既。此時整個太陽圓面被遮住，因此，食既也就是日全食開始的時刻。在太陽將要被月亮完全擋住時，在日面的東邊緣會突然出現一弧像鉆石似的光芒，好像鉆石戒指上引人注目的閃耀光芒，這就是鉆石環，同時在瞬間形成為一串發光的亮點，像一串光輝奪目的珍珠高高地懸掛在漆黑的天空中，這種現象叫做珍珠食，英國天文學家倍利最早描述了這種現象，因此又稱為倍利珠。這是由于月球表面有許多崎嶇不平的山峰，當陽光照射到月球邊緣時，就形成了倍利珠現象。倍利珠出現的時間很短，通常只有一二秒鐘，緊接著太陽光就全部被遮蓋住而發生日全食了。日全食時，大地變得昏暗，獸驚歸巢穴。這時天空中就會出現一番奇妙的景色：明亮的星星出來了，在原來太陽所在的位置上，只見暗黑的月輪，在它的周圍呈現出一圈美麗的、淡紅色的光輝，這就是太陽的色球層；在色球層的外面還彌漫著一片銀白色或淡藍色的光芒，這就是太陽外層的大氣—日冕；在淡紅色色球的某些地區，還可以看到一些向上噴發的像火焰似的云霧，這就是日珥。日珥是色球層上部氣體猛烈運動所形成的氣體“噴泉”。色球層、日餌、日冕都是太陽外層大氣的組成部分，平時在一定的條件下也可以觀測到，但在日全食時，這些現象可以看得特別清楚。生光食既以后，月輪繼續東移，當月輪中心和日面中心相距最近時，就達到食甚。對日偏食來說，食甚是太陽被月亮遮去最多的時刻。月亮繼續往東移動，當月面的西邊緣和日面的西邊緣相內切的瞬間，稱為生光，它是日全食結束的時刻。在生光將發生之前，鉆石環、倍利珠的現象又會出現在太陽的西邊緣，但也是很快就會消失。接著在太陽西邊緣又射出一線刺眼的光芒，原來在日全食時可以看到的色球層、日珥、日冕等現象迅即隱沒在陽光之中，星星也消失了，陽光重新普照大地。復圓生光之后，月面繼續移離日面，太陽被遮蔽的部分逐漸減少，當月面的西邊緣與日面的東邊緣相切的剎那，稱為復圓。這時太陽又呈現出圓盤形狀，整個日全食過程就宣告結束了。日偏食的過程和日全食過程大致相同，由于它只發生偏食，因此就只有初虧、食甚和復圓，而沒有食既和生光這兩個階段。日環食則同樣有初虧、食既、食甚、生光和復圓等階段。天文臺對日全食或日環食進行預報時，往往要把這五個階段的時間報告出來。人們根據這些報告就可以了解整個日食的過程，并進行觀測。至于日偏食，天文臺在預報時，當然就只給出初虧、食甚和復圓這三個時刻。我們在日食的預報中，常常還可以看到“食分”這樣一個詞，它是用來表示日食的程度。對于日食而言，食分并不表示太陽圓面被遮俺的面積，而是表示日面直徑的被遮部分與太陽直徑的比值。以太陽的直徑作為1，如果食分為0．5，這就表示太陽的直徑被遮去了一半；如果食分為1，那就是太陽的整個圓面被遮住，那就是日全食。很顯然，食分越大，日面被遮掩的程度就越大。日偏食的食分是小于1．0的，日全食的食分是1。0。食帶月影掃過的地方。日食的時間長短，同月球影錐在地面上移動的速度以及地球的自轉方向有關。以日全食來說，由于月球的視直徑僅略大于太陽，同時月影在地面移動速度很快，因此日全食的時間是很短暫的。在全食帶的某個地點所看到的日全食時間通常只有兩三分鐘，最多不超過7分鐘。如果全食帶經過赤道附近地區，日全食時間就可延續到7分40秒，這時是觀測日全食的最好機會。在發生日環食時，月亮總是位于遠地點附近，這時月亮運行的速度較慢，因此日環食的時間比較長，如果日環食發生在赤道附近，那么在赤道附近觀測日環食的時間可長達12分42秒。就全球范圍來說，如果把月亮半影開始遮掩日面的時間計算在內，日食時間的長度由初虧至復圓的整個過程可長達三個半小時。日偏食的時候，由于月影范圍大于其本影，食相經過的時間長短要視食分的大小而定，食分愈大，時間也就愈長。由于月亮的影錐又細又長，所以當它落到地球表面時，所占的面積很小，至多不會超過地球總面積的萬分之一，它的直徑最大也只有二百六十多千米。當月球繞地球轉動時，影錐就在地面上自西向東掃過一段比較長的地帶，在月影掃過的地帶，就都可以看見日食。所以這條帶就叫做“日食帶”。帶內發生日全食的，就叫全食帶；帶內發生日環食的，就叫環食帶。可以看到偏食的范圍很廣闊，已經不像一條帶子，而是很大的一片地區。全食帶是一條寬度不過二三百千米，長約數千到10000千米的狹窄路徑（有時全食帶的寬度甚至只有幾千米），只有在全食帶掃過的地區才能看見日全食或日環食的發生。全食帶的兩旁是較廣闊的半影掃過的地區，在這些地區內可見偏食。離全食帶愈近的偏食區，所見偏食程度愈大；離帶愈遠，可見偏食程度愈小；半影區以外的地方是看不見日食的。由于月球是由西向東運行，所以它的影子也是沿同一方向運行，因此各地看到日食的時間是不同的。當地面上的西部地區已經處在黑影區域內，這一地區的人已經看到日食時，東部地區的人卻不能同時看到日食，得在月影向東移來后才能看到日食。所以，西部地區的人總是比東部地區的人先看到日食。日食每年都有發生，但由于全食帶是一條狹窄的影帶，據估計，平均每200～300年，某一地區或城市才有機會被全食帶掃過，所以，對住在一個城市的人來說，一生可能未看到過一次日全食。怎樣觀測日食根據天文臺發布的日的有關資料（日期時刻、食分和見食地區等），人們就可以對所在地區的日用食進行觀測。太陽是一個發出極度強光的天體，因此對日食進行觀測時，千萬不可用肉眼直接觀看,即使日偏食的時候，當太陽光被遮掩得只剩下彎彎的一部分時，還是不要用肉眼直接觀測，否則會被強烈的陽光刺傷眼睛。究竟用什么方法觀看日食才是最安全的呢？在這里介紹一下一般天文愛好者所常用的幾種方法。肉眼觀看日食的安全方法最簡易的方法是找一塊玻璃，涂上些墨或者用煙熏黑，用它們來觀看日食，眼睛就能受到保護，不會被傷害。也可以利用已曝光過的黑白膠片來作為濾光片進行觀測。方法是將軟片拉出，在陽光下曝照約30秒，然后作充分時間的顯影和定影。將兩塊（切不可單用一塊）底片疊在一起，后用硬卡紙框夾在中間固定住，這樣便可用來觀看太陽了。有一種叫太陽屏的濾光片，這是一塊特制的塑膠薄膜，它不但可以降低陽光里的可見光，還能夠阻擋陽光里的紅外線和紫外線的通過，因此將它用于日食的肉眼觀測或望遠鏡觀測，都是非常安全的。但由于它是一種非常薄的膠膜，因此易受損破裂。切不可用已經破裂的太陽屏來觀測太陽。望遠鏡觀測一般用作觀測風景的雙筒望遠鏡，體積小，攜帶方便，而且視野廣闊，容易尋找目標，價格也較便宜，是理想的觀測日食的工具之一。通常可選擇7×50或8×30的類型。7×表示放大倍率為7，50表示鏡頭口徑為50毫米。鏡頭愈大，聚光力愈強，而分解力愈高。目前市面上出售的折射望遠鏡是用作觀測日、月食更為理想的工具。它的種類很多，價格有平有貴，倍率從幾十倍到二三百倍都有。這類望遠鏡主要由一組凸透鏡做物鏡，遠處的景物的光線透過物鏡成像于焦點，再由目鏡放大影像。一些正式的天文望遠鏡大多附有赤道儀底座，配件也較齊全。赤道儀可以很方便地追蹤太陽的移動，配上照相機，就可以進行追蹤拍攝。但這種折射望遠鏡價格當然較貴。反射望遠鏡亦可用來觀測日、月食。但由于它的鏡筒不是密封的，經陽光照射后管內的空氣受熱而形成擾動性氣流，會影響成像的質量，觀測效果不太理想。日食觀測項目日食觀測的內容非常豐富，僅就一般愛好者力所能及的內容列舉一些在下面。（1）日偏食時測定月球邊緣和太陽兩次接觸的時間（即初虧和復圓）。這是一項要求準確度較高的工作，時間記錄相差不可超過0。l 分。（2）月球邊緣的觀測。在月球橫過日面時，其邊緣并不是完整的，而是有些很微小的、不規則的突出或凹陷現象。在觀測時，可特別留意月球的邊緣，并可用繪圖法記錄下來。 （3）日全食時測定月球邊緣和太陽邊緣的四次接觸（即初虧、食既、生光和復圓）的時間。食既的時刻以倍利珠消失的一剎那為準，而生光則以倍利珠重現的瞬間為準。（4）日冕的觀測。日冕是太陽的外層大氣，只有日全食時才露出其面貌。每次日全食時所見的日冕形狀、大小及結構都有所不同。在太陽黑子活動盛期，日冕的形狀一般呈圓盤形；黑子活動衰期時，日冕的形狀則不大規則，且沿赤道區可見射光，在兩極附近地區可見一些呈扇形的結構物。觀測時，可利用繪圖法記錄下來。（5）氣象變化觀測。日全食時，陽光突然消失，氣溫迅速下降，氣壓和風向都有所變化。可用簡單的儀器把這些變化都記錄下來。（6）日全食時，還可以利用這珍貴的機會，進行彗星、水內行星和小行星的搜索。日食時除了用肉眼和望遠鏡進行上述項目的觀測外，還可以用照相方法進行觀測記錄，這樣可以獲得更多的珍貴資料。例如對日全食的全過程拍攝，利用望遠鏡或長焦距鏡頭將太陽影像放大，每隔一段時間拍攝一張，以記錄日全食的全過程；再如倍利珠、日珥、日冕的特寫拍攝等等，都是可以進行的。對業余愛好者來說，能拍攝到上次日全食的這些照片，將是一個難忘的永久紀念。日食觀測的科學意義日食是一種罕見的天象，特別是日全食，對某一個地區而言，要看到一次日全食的奇異壯觀景象很不容易，平均要二三百年才有一次這樣的機會。自古以來，日食就吸引著人們的注意，許多國家早就對日食進行長期的觀測，我國還保存有世界上最古老、最系統的日食記錄。但是由于科學水平的限制，在中世紀以前還談不上對日食進行科學的研究。直到16世紀中葉，由于天文學和其他學科的發展，人們對日食的觀測研究才得到不斷的發展和提高。日食，特別是日全食：是人們認識太陽的極好機會。我們平時所見到的太陽，只是它的光球部分，光球外面的太陽大氣的兩個重要的層次—色球層和日冕，都淹沒在光球的明亮光輝之中。色球層是太陽大氣中的中層，它是在光球之上厚約2000千米的一層；在太陽外面，還包圍著溫度極高（百萬攝氏度）但卻十分稀薄的等離子體，延伸的范圍比太陽本身還大好幾倍，這叫做日冕。日冕的光度只有太陽本身的百萬分之一，平常它完全隱藏在地球大氣散射光造成的藍色天幕里。日全食時，月亮擋住了太陽的光球圓面，在漆黑的天空背景上，相繼顯現出紅色的色球和銀白色的日冕，科學工作者可以在這一特定的時機、特定的條件下，觀測色球和日冕，并拍攝色球、日冕的照片和光譜圖，從而研究有關太陽的物理狀態和化學組成。例如在1868年8月18日的日全食觀測中，法國的天文學家讓桑拍攝了日餌的光譜，發現了一種新的元素“氦”，這個元素一直在過了二十多年之后，才由英國的化學家雷姆素在地球上找到。日食可以為研究太陽和地球的關系提供良好的機會。太陽和地球有著極為密切的關系。當太陽上產生強烈的活動時，它所發出的遠紫外線、X 射線、微粒輻射等都會增強，能使地球的磁場、電離層發生擾動，并產生一系列的地球物理效應，如磁暴、極光擾動、短波通訊中斷等。在日全食時，由于月亮逐漸遮掩日面上的各種輻射源，從而引起各種地球物理現象發生變化，因此日全食時進各種有關的地球物理效應的觀測和研究具有一定的實際意義，并且已成為日全食觀察研究中的重要內容之一。觀測和研究日全食，還有助于研究有關天文、物理方面的許多課題，利用日全食的機會，可以尋找近日星和水星軌道以內的行星；可以測定星光從太陽附近通過時的彎曲，從而檢驗廣義相對論，可以研究引力的性質等等。日食之最及其它日全食持續最長的時間是7。5分鐘。在太陽99 %被覆蓋時，可以看到當地的晨昏蒙影。日食影子移動的速度在赤道地區為每小時1,100英里，在兩極地區則達到為每小時5,000英里。最寬的日食帶為167英里。每年日食（偏食、環食和全食）最多出現5次。地球上每年至少有2次日食。在北極和南極只能看到日偏食。日全食大約1年半發生一次。同樣的日食（全食、環食和偏食）每18年零11天，或著6,585。32天（沙羅周期）會發生一次。因為沙羅周期的真正的長度是6,585。32天，所以，如果在地球同一個地點再出現一次日食，要等待3個沙羅期。在每次日食發生后的三分之一個沙羅周期會發生下一次日食，在3個沙羅期大約54年零33天之后，日食會在同一個地區重新出現。現在有12個不同的大沙羅周期出現，一個出現在1937，1955，1973，1991和2009的連續的大約7。5時分的日食。每次日食都是在日出時從某一點開始，然后沿著日食帶在日沒時結束。從開始點到結束點大約繞地球半圈。在日全食經過的地區，可以看到偏食的范圍最高達3,000英里。在現代的原子鐘出現之前，天文學家通過對日食的古代記錄進行研究，發現地球旋轉的速度每個世紀變慢了0。001秒。發生日全食是因為太陽靠近月球軌道與地球軌道的的一個交點，而同時月球在距此點的最近的點上。發生日環食是因為太陽靠近月球軌道與地球軌道的的一個交點，而同時月球在距此點的最遠的點上。在日全食發生時常常在地面上看到食帶。當發生日全食時，光線穿過樹葉的縫隙投影出新月的影子。在出現日全食的地方，動物和鳥常常準備睡覺，或者行為異常。日全食發生時當地的溫度通常會下降至少20度以上。在日全食期間，地平線的周圍會有一個窄的光帶，這是因為觀察者并不是直接站在月亮的影子下面，地球和月亮有一定的距離。
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日食形成的原理 日食是太陽圓面被月球遮掩的現象。根據交食的情況，可分為日全食、日偏食和日環食。日食必定發生在“朔日”（即農歷初一）。 地球和月亮都是不發光的球體，它們在太陽的照射下，在背向太陽的一面必然發生黑影。當月亮運行到太陽和月球之間時，如果太陽、月亮和地球正好位于或接近同一直線，這樣便發生了日食。日食是一種十分壯觀的天文現象，尤其是日全食，更是使人敬畏，終生難忘。陽光燦爛的白天，光焰無際的日輪突然被一團黑影逐漸蠶食、吞噬，當黑影把目輪完全擋住的時候，天空的亮度驟然下降一百萬倍。原來的太陽位置，變成暗黑的月亮圓面，奪目的貝利珠耀眼而出。剎那間，夜幕降臨，本來明亮的天空，變得繁星似錦，昏暗的大地上涼風習習，氣溫陡降，雞犬驚叫著逃回自己的巢穴，有時空中的飛鳥也會失去自控而墜落到地上。日食發生的規律1．日食和月食的“季節” 日、月食的發生必須是新月和滿月出現在黃白交點的一定界限之內，這個界限就叫做“食限”。計算表明，對日食而言，如果新月在黃道和白道的交點附近18度左右的范圍內，就可能發生日食；如果新月在黃道和白道的交點附近16度左右的范圍內，則一定有日食發生。 對月食而言，如果望月在黃道和白點的交點附近12度左右的范圍內，就可能發生月食；如果望月在黃道和白道的交點附近10度左右的范圍內，則一定有月食發生。 由于黃道和白道的交點有兩個，這兩個交點相距180度，所以一年之中有兩段時間可能發生日食和月食，這兩段時間都稱為“食季”，它們相距半年。 太陽每天在黃道上向東移動約1度，由于日食的食限為18度左右的范圍，太陽從黃道和白道交點以西的18度運行到黃道和自道交點以東的18度，大約需要36天，也就是說日食的每一個食季為36天。對于月食而言，它的食限為12度左右，因此月食的每一個食季就只有24天。2．一年之中有幾次 日食的一個食季是36天，這個天數比一個朔望月的平均長度29。53還要長。因此在一個日食的食季內必定會發生一次日食，也可能發生兩次日食。一年之中有兩個日食食季，所以在一年之內至少有兩次日食發生，也可能有四次日食發生（如果每個食季中都包含兩個朔日的話）。 月食的一個食季為24天,這個天數比一個朔望月的平均大數29。53天還要短。因此在月食的一個食季內可能包含一個望月，也可能沒有望月在內，也就是說，在這個食季內可能有一次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。一年之中月食的食季也是有兩個；”所以在一年之中，可能有兩次月食發生，也可能連一次月食也不會發生。 一年之中，日、月食的次數最多時可以達到六次，即四次日食和兩次月食。但是實際上有時候一年之中的日、月食次數可以多達七次，即五次日食和兩次月食，或者是四次日食和三次月食。如1935年就曾發生過五次日食和兩次月食，將來的2160年也會是這樣；1917年和1982年就曾發生過四次日食和三次月食。那么，為什么一年之內的日、月食會多達七次呢？ 這是由于在太陽的引力作用下，黃道和白道的交點會不斷地沿著黃道從東向西移動，每年約移動20度，這個方向與太陽沿黃道運行的方向相反，因此太陽在黃道上連續兩次通過同一交點所經歷的時間間隔（這個間隔叫“食年”）比一年（365．2422天）要短，只有346．62天，要約少19天。這樣就會產生兩種情況：一種情況是一年365．2422天之內，包含了兩個完整的食季和一個不完整的食季。比方說第一個食季開始1月初，那么經過346。62天一個食年之后，第三個食季就會在同一年的12月中旬開始，在這種情況下就可能發生五次日食和兩次月食；另一種情況是一年365。2422天之內，包含了兩個不完整的食季（一個在年頭，一個在年尾）和一個完整的食季，在這種情況下就可能發生四次日食和三次月食。 綜上所述，我們可以把一年中日、月食所可能發生的次數歸納如下：一年中日、月食最少有兩次，而且這兩次都是日食；一年中可能一次月食都不會發生（如1980年）；一年中日、月食最多可以有七次：五次日食和兩次月食（例如1935年），或者是四次日食和三次月食（例如1917年和1982年）。一般說來，最常見的情況是一年中有四次日、月食：兩次日食和兩次月食。 上面這些情況只是對全地球來說的。至于對地球的某個地點而言，一年內能看到日、月食的機會就要少得多。 另外，從上面的數字來看，一年中日食發生的次數比月食發生的次數多，但實際上人們卻往往看到月食的次數比看到日食的次數多。這是由于月食發生時，背著太陽的那半個地球上的人都可以看到；而在日食發生時，月亮的影錐只掃過地球上一個狹窄的地帶，只有在這部分地區的人才能看到日食，尤其是日全食發生時，全食帶的范圍更小，寬度只不過二三百千米，因此只有很少的一部分人才能看到。平均起來，一個地方要二三百年才能看見一次日全食。因此有不少的人一生也沒有看到日全食是不足為奇的。例如1961年3月2日夜里發生的月食，在我國、整個亞洲以及歐洲地區都可以看到。而1968年9月22日發生的日全食，在我國只有新疆的部分地區可以看到全食，在北京只能看到日偏食，而在上海，什么也看不到。3．日食和月食的周期性 由于地球繞太陽和月亮繞地球的公轉運動都有一定的規律，因此日食和月食的發生也具有其循環的周期性。 早在古代，巴比倫人根據對日食和月食的長期統計，發現了日食和月食的發生有一個223個朔望月的周期。這個223個朔望月的周期便被稱為“沙羅周期”，“沙羅”就是重復的意思。 223個朔望月等于6585。3天（223 ×29。530588），即18年零11。3天，如果在這段時間內有5個閏年，那就是18年零10。3天。在這段時間內，太陽、月亮和黃白交點的相對位置在經常改變著，而經過一個沙羅周期之后，太陽、月亮和黃白交點差不多又回到原來相對的位置，因此便會出現同上一次情況相類似的日、月食，但見食的地點會有所變化，這里就不再細述了。 在我國漢代也發現日、月食具有一個135個朔望月的周期。135個朔望月等于3986。6天，約等于11年少31天，也就是說日、月食每過11年少31天重復發生一次。這個循環周期記載在漢代的“三統歷”中，因此也稱為“三統歷周期”。 此外，人們還發現日、月食還有其他的循環周期。比如以358個朔望月為周期的紐康周期（合29年少20日），以235個朔望月為周期的米頓周期（合19年）等等，但這些周期都是非常粗略的，只能粗略地推算出日、月食發生的日期，并不能確定日、月食發生的準確時刻，食分的大小和見食的地區。準確的日、月食發生的時間以及交食情況，需要經過專門的嚴格推算，這已經是屬于相當專門的歷書天文學中“食論”的研究范圍了。我國紫金山天文臺就擔負著日、月食預報的工作。 日食的過程 一次日全食的過程可以包括以下五個時期：初虧、食既、食甚、生光、復圓。初虧 由于月亮自西向東繞地球運轉，所以日食總是在太陽圓面的西邊緣開始的。當月亮的東邊緣剛接觸到太陽圓面的瞬間（即月面的東邊緣與月面的西邊緣相外切的時刻），稱為初虧。初虧也就是日食過程開始的時刻。食既 從初虧開始，就是偏食階段了。月亮繼續往東運行，太陽圓面被月亮遮掩的部分逐漸增大，陽光的強度與熱度顯著下降。當月面的東邊緣與日面的東邊緣相內切時，稱為食既。此時整個太陽圓面被遮住，因此，食既也就是日全食開始的時刻。 在太陽將要被月亮完全擋住時，在日面的東邊緣會突然出現一弧像鉆石似的光芒，好像鉆石戒指上引人注目的閃耀光芒，這就是鉆石環，同時在瞬間形成為一串發光的亮點，像一串光輝奪目的珍珠高高地懸掛在漆黑的天空中，這種現象叫做珍珠食，英國天文學家倍利最早描述了這種現象，因此又稱為倍利珠。這是由于月球表面有許多崎嶇不平的山峰，當陽光照射到月球邊緣時，就形成了倍利珠現象。倍利珠出現的時間很短，通常只有一二秒鐘，緊接著太陽光就全部被遮蓋住而發生日全食了。 日全食時，大地變得昏暗，獸驚歸巢穴。這時天空中就會出現一番奇妙的景色：明亮的星星出來了，在原來太陽所在的位置上，只見暗黑的月輪，在它的周圍呈現出一圈美麗的、淡紅色的光輝，這就是太陽的色球層；在色球層的外面還彌漫著一片銀白色或淡藍色的光芒，這就是太陽外層的大氣—日冕；在淡紅色色球的某些地區，還可以看到一些向上噴發的像火焰似的云霧，這就是日珥。日珥是色球層上部氣體猛烈運動所形成的氣體“噴泉”。色球層、日餌、日冕都是太陽外層大氣的組成部分，平時在一定的條件下也可以觀測到，但在日全食時，這些現象可以看得特別清楚。生光 食既以后，月輪繼續東移，當月輪中心和日面中心相距最近時，就達到食甚。對日偏食來說，食甚是太陽被月亮遮去最多的時刻。月亮繼續往東移動，當月面的西邊緣和日面的西邊緣相內切的瞬間，稱為生光，它是日全食結束的時刻。在生光將發生之前，鉆石環、倍利珠的現象又會出現在太陽的西邊緣，但也是很快就會消失。接著在太陽西邊緣又射出一線刺眼的光芒，原來在日全食時可以看到的色球層、日珥、日冕等現象迅即隱沒在陽光之中，星星也消失了，陽光重新普照大地。復圓 生光之后，月面繼續移離日面，太陽被遮蔽的部分逐漸減少，當月面的西邊緣與日面的東邊緣相切的剎那，稱為復圓。這時太陽又呈現出圓盤形狀，整個日全食過程就宣告結束了。 日偏食的過程和日全食過程大致相同，由于它只發生偏食，因此就只有初虧、食甚和復圓，而沒有食既和生光這兩個階段。日環食則同樣有初虧、食既、食甚、生光和復圓等階段。 天文臺對日全食或日環食進行預報時，往往要把這五個階段的時間報告出來。人們根據這些報告就可以了解整個日食的過程，并進行觀測。至于日偏食，天文臺在預報時，當然就只給出初虧、食甚和復圓這三個時刻。 我們在日食的預報中，常常還可以看到“食分”這樣一個詞，它是用來表示日食的程度。對于日食而言，食分并不表示太陽圓面被遮俺的面積，而是表示日面直徑的被遮部分與太陽直徑的比值。以太陽的直徑作為1，如果食分為0．5，這就表示太陽的直徑被遮去了一半；如果食分為1，那就是太陽的整個圓面被遮住，那就是日全食。很顯然，食分越大，日面被遮掩的程度就越大。日偏食的食分是小于1．0的，日全食的食分是1。0。食帶 月影掃過的地方。日食的時間長短，同月球影錐在地面上移動的速度以及地球的自轉方向有關。以日全食來說，由于月球的視直徑僅略大于太陽，同時月影在地面移動速度很快，因此日全食的時間是很短暫的。在全食帶的某個地點所看到的日全食時間通常只有兩三分鐘，最多不超過7分鐘。如果全食帶經過赤道附近地區，日全食時間就可延續到7分40秒，這時是觀測日全食的最好機會。 在發生日環食時，月亮總是位于遠地點附近，這時月亮運行的速度較慢，因此日環食的時間比較長，如果日環食發生在赤道附近，那么在赤道附近觀測日環食的時間可長達12分42秒。 就全球范圍來說，如果把月亮半影開始遮掩日面的時間計算在內，日食時間的長度由初虧至復圓的整個過程可長達三個半小時。日偏食的時候，由于月影范圍大于其本影，食相經過的時間長短要視食分的大小而定，食分愈大，時間也就愈長。 由于月亮的影錐又細又長，所以當它落到地球表面時，所占的面積很小，至多不會超過地球總面積的萬分之一，它的直徑最大也只有二百六十多千米。當月球繞地球轉動時，影錐就在地面上自西向東掃過一段比較長的地帶，在月影掃過的地帶，就都可以看見日食。所以這條帶就叫做“日食帶”。帶內發生日全食的，就叫全食帶；帶內發生日環食的，就叫環食帶。可以看到偏食的范圍很廣闊，已經不像一條帶子，而是很大的一片地區。 全食帶是一條寬度不過二三百千米，長約數千到10000千米的狹窄路徑（有時全食帶的寬度甚至只有幾千米），只有在全食帶掃過的地區才能看見日全食或日環食的發生。全食帶的兩旁是較廣闊的半影掃過的地區，在這些地區內可見偏食。離全食帶愈近的偏食區，所見偏食程度愈大；離帶愈遠，可見偏食程度愈小；半影區以外的地方是看不見日食的。 由于月球是由西向東運行，所以它的影子也是沿同一方向運行，因此各地看到日食的時間是不同的。當地面上的西部地區已經處在黑影區域內，這一地區的人已經看到日食時，東部地區的人卻不能同時看到日食，得在月影向東移來后才能看到日食。所以，西部地區的人總是比東部地區的人先看到日食。 日食每年都有發生，但由于全食帶是一條狹窄的影帶，據估計，平均每200～300年，某一地區或城市才有機會被全食帶掃過，所以，對住在一個城市的人來說，一生可能未看到過一次日全食。怎樣觀測日食 根據天文臺發布的日的有關資料（日期時刻、食分和見食地區等），人們就可以對所在地區的日用食進行觀測。 太陽是一個發出極度強光的天體，因此對日食進行觀測時，千萬不可用肉眼直接觀看,即使日偏食的時候，當太陽光被遮掩得只剩下彎彎的一部分時，還是不要用肉眼直接觀測，否則會被強烈的陽光刺傷眼睛。 究竟用什么方法觀看日食才是最安全的呢？在這里介紹一下一般天文愛好者所常用的幾種方法。 肉眼觀看日食的安全方法最簡易的方法是找一塊玻璃，涂上些墨或者用煙熏黑，用它們來觀看日食，眼睛就能受到保護，不會被傷害。 也可以利用已曝光過的黑白膠片來作為濾光片進行觀測。方法是將軟片拉出，在陽光下曝照約30秒，然后作充分時間的顯影和定影。將兩塊（切不可單用一塊）底片疊在一起，后用硬卡紙框夾在中間固定住，這樣便可用來觀看太陽了。 有一種叫太陽屏的濾光片，這是一塊特制的塑膠薄膜，它不但可以降低陽光里的可見光，還能夠阻擋陽光里的紅外線和紫外線的通過，因此將它用于日食的肉眼觀測或望遠鏡觀測，都是非常安全的。但由于它是一種非常薄的膠膜，因此易受損破裂。切不可用已經破裂的太陽屏來觀測太陽。 望遠鏡觀測一般用作觀測風景的雙筒望遠鏡，體積小，攜帶方便，而且視野廣闊，容易尋找目標，價格也較便宜，是理想的觀測日食的工具之一。通常可選擇7×50或8×30的類型。7×表示放大倍率為7，50表示鏡頭口徑為50毫米。鏡頭愈大，聚光力愈強，而分解力愈高。 目前市面上出售的折射望遠鏡是用作觀測日、月食更為理想的工具。它的種類很多，價格有平有貴，倍率從幾十倍到二三百倍都有。這類望遠鏡主要由一組凸透鏡做物鏡，遠處的景物的光線透過物鏡成像于焦點，再由目鏡放大影像。一些正式的天文望遠鏡大多附有赤道儀底座，配件也較齊全。赤道儀可以很方便地追蹤太陽的移動，配上照相機，就可以進行追蹤拍攝。但這種折射望遠鏡價格當然較貴。 反射望遠鏡亦可用來觀測日、月食。但由于它的鏡筒不是密封的，經陽光照射后管內的空氣受熱而形成擾動性氣流，會影響成像的質量，觀測效果不太理想。 日食觀測項目日食觀測的內容非常豐富，僅就一般愛好者力所能及的內容列舉一些在下面。（1）日偏食時測定月球邊緣和太陽兩次接觸的時間（即初虧和復圓）。這是一項要求準確度較高的工作，時間記錄相差不可超過0。l 分。（2）月球邊緣的觀測。在月球橫過日面時，其邊緣并不是完整的，而是有些很微小的、不規則的突出或凹陷現象。在觀測時，可特別留意月球的邊緣，并可用繪圖法記錄下來。 （3）日全食時測定月球邊緣和太陽邊緣的四次接觸（即初虧、食既、生光和復圓）的時間。食既的時刻以倍利珠消失的一剎那為準，而生光則以倍利珠重現的瞬間為準。（4）日冕的觀測。日冕是太陽的外層大氣，只有日全食時才露出其面貌。每次日全食時所見的日冕形狀、大小及結構都有所不同。在太陽黑子活動盛期，日冕的形狀一般呈圓盤形；黑子活動衰期時，日冕的形狀則不大規則，且沿赤道區可見射光，在兩極附近地區可見一些呈扇形的結構物。觀測時，可利用繪圖法記錄下來。（5）氣象變化觀測。日全食時，陽光突然消失，氣溫迅速下降，氣壓和風向都有所變化。可用簡單的儀器把這些變化都記錄下來。（6）日全食時，還可以利用這珍貴的機會，進行彗星、水內行星和小行星的搜索。日食時除了用肉眼和望遠鏡進行上述項目的觀測外，還可以用照相方法進行觀測記錄，這樣可以獲得更多的珍貴資料。例如對日全食的全過程拍攝，利用望遠鏡或長焦距鏡頭將太陽影像放大，每隔一段時間拍攝一張，以記錄日全食的全過程；再如倍利珠、日珥、日冕的特寫拍攝等等，都是可以進行的。對業余愛好者來說，能拍攝到上次日全食的這些照片，將是一個難忘的永久紀念。日食觀測的科學意義 日食是一種罕見的天象，特別是日全食，對某一個地區而言，要看到一次日全食的奇異壯觀景象很不容易，平均要二三百年才有一次這樣的機會。自古以來，日食就吸引著人們的注意，許多國家早就對日食進行長期的觀測，我國還保存有世界上最古老、最系統的日食記錄。但是由于科學水平的限制，在中世紀以前還談不上對日食進行科學的研究。直到16世紀中葉，由于天文學和其他學科的發展，人們對日食的觀測研究才得到不斷的發展和提高。 日食，特別是日全食：是人們認識太陽的極好機會。我們平時所見到的太陽，只是它的光球部分，光球外面的太陽大氣的兩個重要的層次—色球層和日冕，都淹沒在光球的明亮光輝之中。色球層是太陽大氣中的中層，它是在光球之上厚約2000千米的一層；在太陽外面，還包圍著溫度極高（百萬攝氏度）但卻十分稀薄的等離子體，延伸的范圍比太陽本身還大好幾倍，這叫做日冕。日冕的光度只有太陽本身的百萬分之一，平常它完全隱藏在地球大氣散射光造成的藍色天幕里。日全食時，月亮擋住了太陽的光球圓面，在漆黑的天空背景上，相繼顯現出紅色的色球和銀白色的日冕，科學工作者可以在這一特定的時機、特定的條件下，觀測色球和日冕，并拍攝色球、日冕的照片和光譜圖，從而研究有關太陽的物理狀態和化學組成。例如在1868年8月18日的日全食觀測中，法國的天文學家讓桑拍攝了日餌的光譜，發現了一種新的元素“氦”，這個元素一直在過了二十多年之后，才由英國的化學家雷姆素在地球上找到。 日食可以為研究太陽和地球的關系提供良好的機會。太陽和地球有著極為密切的關系。當太陽上產生強烈的活動時，它所發出的遠紫外線、X 射線、微粒輻射等都會增強，能使地球的磁場、電離層發生擾動，并產生一系列的地球物理效應，如磁暴、極光擾動、短波通訊中斷等。在日全食時，由于月亮逐漸遮掩日面上的各種輻射源，從而引起各種地球物理現象發生變化，因此日全食時進各種有關的地球物理效應的觀測和研究具有一定的實際意義，并且已成為日全食觀察研究中的重要內容之一。 觀測和研究日全食，還有助于研究有關天文、物理方面的許多課題，利用日全食的機會，可以尋找近日星和水星軌道以內的行星；可以測定星光從太陽附近通過時的彎曲，從而檢驗廣義相對論，可以研究引力的性質等等。 日食之最及其它 日全食持續最長的時間是7。5分鐘。 在太陽99 %被覆蓋時，可以看到當地的晨昏蒙影。 日食影子移動的速度在赤道地區為每小時1,100英里，在兩極地區則達到為每小時5,000英里。 最寬的日食帶為167英里。 每年日食（偏食、環食和全食）最多出現5次。 地球上每年至少有2次日食。 在北極和南極只能看到日偏食。 日全食大約1年半發生一次。 同樣的日食（全食、環食和偏食）每18年零11天，或著6,585。32天（沙羅周期）會發生一次。 因為沙羅周期的真正的長度是6,585。32天，所以，如果在地球同一個地點再出現一次日食，要等待3個沙羅期。 在每次日食發生后的三分之一個沙羅周期會發生下一次日食，在3個沙羅期大約54年零33天之后，日食會在同一個地區重新出現。 現在有12個不同的大沙羅周期出現，一個出現在1937，1955，1973，1991和2009的連續的大約7。5時分的日食。 每次日食都是在日出時從某一點開始，然后沿著日食帶在日沒時結束。從開始點到結束點大約繞地球半圈。 在日全食經過的地區，可以看到偏食的范圍最高達3,000英里。 在現代的原子鐘出現之前，天文學家通過對日食的古代記錄進行研究，發現地球旋轉的速度每個世紀變慢了0。001秒。 發生日全食是因為太陽靠近月球軌道與地球軌道的的一個交點，而同時月球在距此點的最近的點上。 發生日環食是因為太陽靠近月球軌道與地球軌道的的一個交點，而同時月球在距此點的最遠的點上。 在日全食發生時常常在地面上看到食帶。 當發生日全食時，光線穿過樹葉的縫隙投影出新月的影子。 在出現日全食的地方，動物和鳥常常準備睡覺，或者行為異常。 日全食發生時當地的溫度通常會下降至少20度以上。 在日全食期間，地平線的周圍會有一個窄的光帶，這是因為觀察者并不是直接站在月亮的影子下面，地球和月亮有一定的距離。。
熱心網友
月亮運行到太陽跟地球中間