日全食小常识 （转）

日全食原理 日全食必须太阳、月亮、地球在一条直线的时才能发生。同时，月亮还必须在新生相的位置。在日全食的时候，月亮在地球的影子分为两部分，中心的地区叫做本影，外面的区域叫做半影。只有处在本影的位置才能看到日全食；在半影区域的位置能看到日偏食。
天再昏 顾名思义就是在同一天接连出现两次天黑的情况。在太阳落山前后，当第一次天逐渐变暗时，天色突然又亮了，接着又开始第二次的天黑。 天再旦 即天亮两次的奇异天象，有学者认为是日出之际发生的一次日食。	日食带 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，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。这条带就叫做“日食带”。

　　初亏时分：月亮刚刚与太阳刚刚接触的时刻，也就是马上要发生日偏食的时间。

　　食甚时分：就是日面被月亮遮掩最大时刻。

　　食分：就是太阳圆面视直径的被遮住的比例

日全食时能看到什么奇特景象

贝利珠 当月亮遮住太阳最后一部分时，透过月亮凹处闪耀的光球呈现出一种叫做“贝利珠”的现象。	钻石环 当最后一点光球消失时，美丽的内冕将在月亮周围形成一道带有一颗闪耀的白色宝石的光环。
太阳色球层 在钻石环消失后，你只有两秒钟的时间可以观赏到深红色的色球层，而后它就会消失。	日冕 一旦太阳被完全遮住，你可以看到日冕的整个光环，它的亮度和满月差不多。
日珥 在日全食期间你可能会看到的第二件惹人注目的事就是太阳边缘美丽的凸起部分即“日珥”。	太阳透过树叶投影 日食发生时，阳光会穿过树叶之间的孔隙在地面形成斑斑驳驳的图案。

如何简易安全观测日食

用电焊护目镜看：电焊护目镜本身就是在强光下保护眼睛的，用它直接看太阳就可以。 用废胶片看：把新买的胶片扯出来，让它完全曝光。两片以上的废胶片叠在一起就可以用来对着太阳看。 烟熏玻璃片：用蜡烛把玻璃片烤黑即可观看太阳。 用水盆看：滴适量墨汁搅成黑水，借太阳倒影观看。 小孔成像法：小孔仪主体为一根内径不小于2厘米、长一两米的直管，管的一端蒙上半透明的平整的塑料薄膜或毛玻璃做投影屏，另一端用不透明的纸板密封，然后在纸板正中用针刺穿一个小孔

2008年8月1日(农历七月初一)，将会有一次日全食开始于加拿大北部，掠过格陵兰岛，穿过北极圈，经过俄罗斯的新西伯利亚，从俄罗斯、蒙古及中国交界的阿尔泰山进入中国境内，途经新疆、甘肃、内蒙古、宁夏、陕西、山西，在日落时分结束于河南。此次日全食属于沙罗126系列的第47次日食，太阳最高高度为33.5o，食分为1.039，全食最长持续时间为2分27秒。

● 日全食于北京时间18时59分经过阿尔泰山进入中国境内。 　

● 北京时间19时10分，日全食到达哈密市东边140千米、位于日全食带中心西南25千米处的伊吾小镇，此时太阳高度为19o，日全食持续时间1分56秒。

● 北京时间19时21分，日全食结束于河南省漯河。




为何10亿年后将不再有日全食
因为月亮以每年约1.6英寸(4厘米)的速度离地球越来越远，最终全食将不可能再出现。

地月系统在太阳系中是个相对稳定的系统。目前从地球表面看，只有这个体系中的月球的角大小跟太阳的角大小相匹配。这意味着在这个轨道上，月球有时确实能遮盖住太阳，让观测者在大中午突然陷入可怕的黑暗中。有时月球的轨道也不稳定。由于存在潮汐摩擦力，月球的轨道慢慢变得越来越大，因此从地球上看，月球的角大小变得越来越小。当我们到达一个点，在这里月球只能遮盖太阳圆盘的98%，这时在日全食时还有足够的太阳可以看到，这样你就不会在全食时经历可怕的黑夜了。

太阳直径是87万英里(140万公里)。目前太阳的角直径从32.7弧分到31.6弧分不等。另一方面，月球的直径是2160英里(3476公里)，与地球之间的距离变化是，在近地点是22.1218万英里(35.6万公里)，在远地点是25.2288万英里(40.6万公里)。这意味着它的角大小范围是从33.5弧度秒到29.43弧度秒。因此月球和太阳的角大小相等形成全食的机会很多。然而月球的轨道每年增加大约0.4英寸(1厘米)，所以当月球漂到距离地球大约1.2552万英里(2.02万公里)的地方以外时，它距离最近的点都将非常遥远，因此它的盘看起来明显会比太阳的更小。月球的轨道以每年几乎接近1英寸(2厘米)的速度增加，大约还要10亿年日全食现象才会消失。然而在这段时间内，太阳自己的体积会稍微增加一些，这一结果将导致“没有日全食的”现象会在10亿年之前发生。

电脑如何预测日食 预测日食，天文学家首先要计算地球和月球的轨道力学，看它们在3个天体如何围绕太阳运转。

你要预测日食，首先计算地球和月球的轨道，看看3个天体在重力场的影响下，如何绕太阳运转。通过牛顿定律，将这些天体的有限体积和作为不完美的球体，以及地球和月球不是同一类天体等情况考虑在内，就可以算出三者在三维空间中的运动状态。然后将这些公式与地球和月球的目前状态（位置）及速度结合，用电脑向前或向后“推算”，就可以及时地绘制出从地球上有利地点看到的月球和太阳的相对“食”位置。所以通过电脑，完全可以确定日食发生的时间和地点，其预测精确度是，在数百年的时间间隔内，误差小于1分钟。

沙罗（Saros)周期：
日食和月食的周期，指月球在它的轨道盘上运行一周(以便月球交点沿着轨道公转一周)所需的时间——18年零10天。Nordical周期几乎跟沙罗周期期间的一个太阴月(223 x 29.53 天= 6,585.19 天)的整数相等。由于沙罗周期的真正长度是6585.32天，因此必须等三个沙罗周期（即54年零33天后），你才能在地球上的相同地点看到日食再次发生。世界各地在沙罗周期中的连续食，有三分之一的是通过这种方式发生的。12个不同的主要沙罗日食(Grand Saros eclipse)现在正在发生，其中一个的食分别发生在1937年、1955年、1973年、1991年和2009年，每一次食的持续时间都在7.5分钟内。
 
影带（日食前的成影）
在日全食发生的前几秒,观测者看到的短暂现象中包括影带。影带看起来像很多模糊的缎带。你只要把一张几英尺见方的白纸放在地上，就能看到它们。它们看起来就像阳光下池水的涟漪。每个日食的影带可见度各不相同。19世纪的观测者将它们解释成是一些类型的衍射现象产生的干扰带。然而，太阳很难是一个“点源”，而且影带的模式比你能期望衍射现象产生的模式更随意。

有关这一现象的最简单解释是，它们是在大气骚动干扰过程中产生的。在光线穿过大气中的漩涡时，出现了折射现象。非常遥远地方的光源看起来就像一些“闪光”，但是在大型天体附近，射来的光能分裂成干扰束，到达地面再进行重新组合，形成斑驳的光斑和暗色带状物，或者是带状物的一部分。在全食附近，太阳的影像只是一个仅有几弧度秒宽的细细的新月形，它的大小大约就跟在地面上看到的大气漩涡的大小一样。之所以会产生带状物，是因为太阳的影像的一边比另一边长。影带的移动速度并不像我们期望的那样，并不是跟日食同步，它的速度是由大气漩涡的运动速度决定。

为什么日食比月食多
夫雷德·惠普尔的书《地球、月球和行星》说，日食比较常见，每年发生2到5次。地球上能看到全食的范围仅有几英里宽。在地球上任何一个指定地点，日全食的发生率仅为每360年一次。
由地球的阴影产生的月食比日食更少见，（为什么？）。然而，每次月食都能覆盖地球表面的大半部分。因此在任何指定地点，你每年能看到3次月食。不过，有些年份连一次月食也看不到。
在任何一个历年，食出现的最多次数是日食4次，月食3次。

日食不会在新月时发生
只有当一颗行星的卫星与黄道面(位于经过太阳中心和地心的一条直线上)呈0.5度角时，日食才会发生。月球围绕一个与黄道面呈5度角的轨道运行，因此每个月月球只有两次机会经过黄道的平面，它通过的这两点被称作升交点和降交点。这两点与地月系统的重心(围绕两个天体轨道的点，这里大致是地球的中心)相连产生的线被定义为“交点线”。如果这条交点线与从太阳和地球中心延伸出来的一条线能合并在一起，太阳和月球的食才会发生。
月球必须与升交点或降交点呈0.5度角，太阳圆盘才能部分或全部不被覆盖形成日食。关于为什么月食不在每个满月(位于从地球到太阳的相反点)的时候发生，存在一个具有争议的类似解释。