日全食小常識 （轉）

日全食原理 日全食必須太陽、月亮、地球在一條直線的時才能發生。同時，月亮還必須在新生相的位置。在日全食的時候，月亮在地球的影子分為兩部分，中心的地區叫做本影，外麵的區域叫做半影。隻有處在本影的位置才能看到日全食；在半影區域的位置能看到日偏食。
天再昏 顧名思義就是在同一天接連出現兩次天黑的情況。在太陽落山前後，當第一次天逐漸變暗時，天色突然又亮了，接著又開始第二次的天黑。 天再旦 即天亮兩次的奇異天象，有學者認為是日出之際發生的一次日食。	日食帶 由於月亮的影錐又細又長，所以當它落到地球表麵時，所占的麵積很小，它的直徑最大也隻有二百六十多千米。當月球繞地球轉動時，影錐就在地麵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。這條帶就叫做“日食帶”。

　　初虧時分：月亮剛剛與太陽剛剛接觸的時刻，也就是馬上要發生日偏食的時間。

　　食甚時分：就是日麵被月亮遮掩最大時刻。

　　食分：就是太陽圓麵視直徑的被遮住的比例

日全食時能看到什麽奇特景象

貝利珠 當月亮遮住太陽最後一部分時，透過月亮凹處閃耀的光球呈現出一種叫做“貝利珠”的現象。	鑽石環 當最後一點光球消失時，美麗的內冕將在月亮周圍形成一道帶有一顆閃耀的白色寶石的光環。
太陽色球層 在鑽石環消失後，你隻有兩秒鍾的時間可以觀賞到深紅色的色球層，而後它就會消失。	日冕 一旦太陽被完全遮住，你可以看到日冕的整個光環，它的亮度和滿月差不多。
日珥 在日全食期間你可能會看到的第二件惹人注目的事就是太陽邊緣美麗的凸起部分即“日珥”。	太陽透過樹葉投影 日食發生時，陽光會穿過樹葉之間的孔隙在地麵形成斑斑駁駁的圖案。

如何簡易安全觀測日食

用電焊護目鏡看：電焊護目鏡本身就是在強光下保護眼睛的，用它直接看太陽就可以。 用廢膠片看：把新買的膠片扯出來，讓它完全曝光。兩片以上的廢膠片疊在一起就可以用來對著太陽看。 煙熏玻璃片：用蠟燭把玻璃片烤黑即可觀看太陽。 用水盆看：滴適量墨汁攪成黑水，借太陽倒影觀看。 小孔成像法：小孔儀主體為一根內徑不小於2厘米、長一兩米的直管，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，另一端用不透明的紙板密封，然後在紙板正中用針刺穿一個小孔

2008年8月1日(農曆七月初一)，將會有一次日全食開始於加拿大北部，掠過格陵蘭島，穿過北極圈，經過俄羅斯的新西伯利亞，從俄羅斯、蒙古及中國交界的阿爾泰山進入中國境內，途經新疆、甘肅、內蒙古、寧夏、陝西、山西，在日落時分結束於河南。此次日全食屬於沙羅126係列的第47次日食，太陽最高高度為33.5o，食分為1.039，全食最長持續時間為2分27秒。

● 日全食於北京時間18時59分經過阿爾泰山進入中國境內。 　

● 北京時間19時10分，日全食到達哈密市東邊140千米、位於日全食帶中心西南25千米處的伊吾小鎮，此時太陽高度為19o，日全食持續時間1分56秒。

● 北京時間19時21分，日全食結束於河南省漯河。




為何10億年後將不再有日全食
因為月亮以每年約1.6英寸(4厘米)的速度離地球越來越遠，最終全食將不可能再出現。

地月係統在太陽係中是個相對穩定的係統。目前從地球表麵看，隻有這個體係中的月球的角大小跟太陽的角大小相匹配。這意味著在這個軌道上，月球有時確實能遮蓋住太陽，讓觀測者在大中午突然陷入可怕的黑暗中。有時月球的軌道也不穩定。由於存在潮汐摩擦力，月球的軌道慢慢變得越來越大，因此從地球上看，月球的角大小變得越來越小。當我們到達一個點，在這裏月球隻能遮蓋太陽圓盤的98%，這時在日全食時還有足夠的太陽可以看到，這樣你就不會在全食時經曆可怕的黑夜了。

太陽直徑是87萬英裏(140萬公裏)。目前太陽的角直徑從32.7弧分到31.6弧分不等。另一方麵，月球的直徑是2160英裏(3476公裏)，與地球之間的距離變化是，在近地點是22.1218萬英裏(35.6萬公裏)，在遠地點是25.2288萬英裏(40.6萬公裏)。這意味著它的角大小範圍是從33.5弧度秒到29.43弧度秒。因此月球和太陽的角大小相等形成全食的機會很多。然而月球的軌道每年增加大約0.4英寸(1厘米)，所以當月球漂到距離地球大約1.2552萬英裏(2.02萬公裏)的地方以外時，它距離最近的點都將非常遙遠，因此它的盤看起來明顯會比太陽的更小。月球的軌道以每年幾乎接近1英寸(2厘米)的速度增加，大約還要10億年日全食現象才會消失。然而在這段時間內，太陽自己的體積會稍微增加一些，這一結果將導致“沒有日全食的”現象會在10億年之前發生。

電腦如何預測日食 預測日食，天文學家首先要計算地球和月球的軌道力學，看它們在3個天體如何圍繞太陽運轉。

你要預測日食，首先計算地球和月球的軌道，看看3個天體在重力場的影響下，如何繞太陽運轉。通過牛頓定律，將這些天體的有限體積和作為不完美的球體，以及地球和月球不是同一類天體等情況考慮在內，就可以算出三者在三維空間中的運動狀態。然後將這些公式與地球和月球的目前狀態（位置）及速度結合，用電腦向前或向後“推算”，就可以及時地繪製出從地球上有利地點看到的月球和太陽的相對“食”位置。所以通過電腦，完全可以確定日食發生的時間和地點，其預測精確度是，在數百年的時間間隔內，誤差小於1分鍾。

沙羅（Saros)周期：
日食和月食的周期，指月球在它的軌道盤上運行一周(以便月球交點沿著軌道公轉一周)所需的時間——18年零10天。Nordical周期幾乎跟沙羅周期期間的一個太陰月(223 x 29.53 天= 6,585.19 天)的整數相等。由於沙羅周期的真正長度是6585.32天，因此必須等三個沙羅周期（即54年零33天後），你才能在地球上的相同地點看到日食再次發生。世界各地在沙羅周期中的連續食，有三分之一的是通過這種方式發生的。12個不同的主要沙羅日食(Grand Saros eclipse)現在正在發生，其中一個的食分別發生在1937年、1955年、1973年、1991年和2009年，每一次食的持續時間都在7.5分鍾內。
 
影帶（日食前的成影）
在日全食發生的前幾秒,觀測者看到的短暫現象中包括影帶。影帶看起來像很多模糊的緞帶。你隻要把一張幾英尺見方的白紙放在地上，就能看到它們。它們看起來就像陽光下池水的漣漪。每個日食的影帶可見度各不相同。19世紀的觀測者將它們解釋成是一些類型的衍射現象產生的幹擾帶。然而，太陽很難是一個“點源”，而且影帶的模式比你能期望衍射現象產生的模式更隨意。

有關這一現象的最簡單解釋是，它們是在大氣騷動幹擾過程中產生的。在光線穿過大氣中的漩渦時，出現了折射現象。非常遙遠地方的光源看起來就像一些“閃光”，但是在大型天體附近，射來的光能分裂成幹擾束，到達地麵再進行重新組合，形成斑駁的光斑和暗色帶狀物，或者是帶狀物的一部分。在全食附近，太陽的影像隻是一個僅有幾弧度秒寬的細細的新月形，它的大小大約就跟在地麵上看到的大氣漩渦的大小一樣。之所以會產生帶狀物，是因為太陽的影像的一邊比另一邊長。影帶的移動速度並不像我們期望的那樣，並不是跟日食同步，它的速度是由大氣漩渦的運動速度決定。

為什麽日食比月食多
夫雷德·惠普爾的書《地球、月球和行星》說，日食比較常見，每年發生2到5次。地球上能看到全食的範圍僅有幾英裏寬。在地球上任何一個指定地點，日全食的發生率僅為每360年一次。
由地球的陰影產生的月食比日食更少見，（為什麽？）。然而，每次月食都能覆蓋地球表麵的大半部分。因此在任何指定地點，你每年能看到3次月食。不過，有些年份連一次月食也看不到。
在任何一個曆年，食出現的最多次數是日食4次，月食3次。

日食不會在新月時發生
隻有當一顆行星的衛星與黃道麵(位於經過太陽中心和地心的一條直線上)呈0.5度角時，日食才會發生。月球圍繞一個與黃道麵呈5度角的軌道運行，因此每個月月球隻有兩次機會經過黃道的平麵，它通過的這兩點被稱作升交點和降交點。這兩點與地月係統的重心(圍繞兩個天體軌道的點，這裏大致是地球的中心)相連產生的線被定義為“交點線”。如果這條交點線與從太陽和地球中心延伸出來的一條線能合並在一起，太陽和月球的食才會發生。
月球必須與升交點或降交點呈0.5度角，太陽圓盤才能部分或全部不被覆蓋形成日食。關於為什麽月食不在每個滿月(位於從地球到太陽的相反點)的時候發生，存在一個具有爭議的類似解釋。