日食月食的形成过程

日食和月食的形成原理都是由于光的直线传播。

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。

致使地球上的局部地方，即使是白天，也看不到太阳或只看到残缺的太阳，太阳完全被遮住称为日全食，遮住部分称为日偏食。

而月食，是在同一直线上的地球把太阳光遮住，致使在晴朗的夜空，月亮也变得黑黑的，同样月食也分月全食和月偏食。

月球比太阳的视运动走得快。日食时月球追上太阳。月球东边缘刚刚同太阳西边缘相“接触”时叫做初亏，是第一次“外切”，是日食的开始。

初亏后大约一小时，月球的东边缘和太阳的东边缘相“内切”的时刻叫做食既，是日全食（或日环食）的开始，对日全食来说这时月球把整个太阳都遮住了，对日环食来说这时太阳开始形成一个环。

日食过程中，月亮阴影与太阳圆面第一次内切时二者之间的位置关系，也指发生这种位置关系的时刻。

食既发生在初亏之后。从初亏开始，月亮继续往东运行，太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大，阳光的强度与热度显着下降。

当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。天空方向与地图东西方向相反。

日全食与日环食都有上述5个过程，而日偏食只有初亏、食甚、复圆3个过程，没有食既、生光。

当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直上(月球在太阳和地球之间)，太阳到地球的光线便会部分或完全地被月球遮挡住，从而产生日食现象。日食的时候，对地球来说，太阳和月球在同一条射线上，所以日食必定发生在“朔”(也说“新月”，即农历初一日前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道(分别称为黄道和白道)并不在同一个平面上，而是约有5度的交角，因此只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生日食。

日食可分为日偏食、日全食及日环食三种。三种食相的形成原因请参照下图,图中灰色区域表示半影区，在其中的人只能看见太阳的一部分，那就是偏食。在月影区（即左图黑色区域，右图月亮后面的棕色区域）内，将能观测到全食，右图中月影区不能到达地面，在其延长线包围区域内的人们还能看见太阳边缘，那就是日环食了。因此，环食和全食不可能同时发生。

月食 lunar eclips

月食是一种特殊的天文现像，指当月球运行至地球的阴影部份时，在月球和地球之间的地区会因为太阳光被地球所遮闭，现看到月球缺了一块。

也就是说，此时的太阳、地球、月球恰好 (或几乎) 在同一条直在线，因此从太阳照射到月球的光线，会被地球所掩盖。

以地球而言，当月食发生的时候，太阳和月球的方向会相差 180 度，所以月食必定发生在‘望’(即农历15日前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道 (称为黄道和白道) 并不在同一个平面上，而是有约 5 度的交角，所以只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生月食。

月食的分类

地球的直径大约是月球的4倍，在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。所以当地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会完全进入地球的本影，而产生月全食。而如果月球始终只有部分为地球本影遮住时，即只有部分月亮进入地球的本影，就发生月偏食。

太阳的直径比地球的直径大得多，地球的影子可以分为本影和半影。如果月球进入半影区域，太阳的光也可以被遮掩掉一些，这种现象在天文上称为半影月食。由于在半影区阳光仍十分强烈，月面的光度只是极轻微减弱，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨。一般情况下，由于较不易为人发现，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。

另外由于地球的本影比月球大得多，这也意味著在发生月全食时，月球会完全进入地球的本影区内，所以不会出现月环蚀这种现象。

每年发生月食数一般为2次，最多发生3次，有时一次也不发生。因为在一般情况下，月亮不是从地球本影的上方通过，就是在下方离去，很少穿过或部分通过地球本影，所以一般情况下就不会发生月食。

据观测资料统计，每世纪中半影月食，月偏食、月全食所发生的百分比约为36.60％，34.46％和28.94％。

月食的过程

月全蚀后半影食始：月球刚刚和半影区接触，这时肉眼觉察不到。

正式的月食的过程分为初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段。

初亏：标志月食开始。月球由东缘慢慢进入地影，月球与地球本影第一次外切。

食既：月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球本影内。

食甚：月球的中心与地球本影的中心最近。

生光：月球东边缘与地球本影东边缘相内切，这时全食阶段结束。

复圆：月球的西边缘与地球本影东边缘相外切，这时月食全过程结束。

月球被食的程度叫“食分”，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远距离与月球视经之比。

半影食终：月球离开半影，整个月食过程正式完结。

月食与科学研究

月食现象一直推动着人类认识的发展。

最早的月食记录是前2283年美索不达米亚的记录。中国在汉朝时，张衡就已经发现了月食的原理。前4世纪的亚里士多德根据月食看到地球影子的圆形而推断出地球是圆的。前3世纪古希腊的天文学家阿里斯塔克（Aristarchus）、前2世纪的喜帕恰斯（Hipparchus）都提出过通过月食来测定太阳、地球、月亮的大小。伊巴谷还提出在相距遥远的两个地方同时观测月食，来测量地理经度。2世纪，托勒密利用古代月食记录来研究月球运动，这种方法一直延用到今天。在火箭和人造地球卫星出现之前，科学家一直通过观测月食来探索地球的大气结构。

在农历十五、十六，月亮运行到和太阳相对的方向。这时如果地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会进入地球的本影，而产生月全食。如果只有部分月亮进入地球的本影，就产生月偏食。当月球进入地球的半影时，应该是半影食，但由于它的亮度减弱得很少，不易察觉，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。 月食都发生在望（满月），但不是每逢望都有月食，这和每逢朔不都出现日食是同样的道理。

月食

lunar eclips

月球被地影全部或部分遮掩的现象。月食一般都发生在望日，即夏历每月的十五或十六日，这时地球运动至太阳和月球之间，但并不是每个望日都可能发生月食，因为黄道和白道之间有交角存在，所以只有在望月夜，月球又走月食的连续照片，可见到地球影到黄道和白道交点附近时，地球上的观测者才能观看到月食。每年发生月食数一般为2次。太阳的直径比地球的直径大得多，地球的影子可以分为本影和半影。地球的直径大约是月球的4倍，在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。当月球始终只有部分为地球本影遮住时，就发生月偏食。而当月球全部进入地球本影时就可以看到月全食。如果月球进入半影区域，太阳的光也可以被遮掩掉一些，这种现象在天文上称为半影月食，但由于在半影区阳光仍十分强烈，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨，然而事实上半影月食是经常发生的，据观测资料统计，每世纪中半影月食，月偏食、月全食所发生的百分比约为36.60％，34.46％和28.94％。

■月食

月全蚀月蚀是一种特殊的天文现像，指当月球运行至地球的阴影部份时，在月球和地球之间的地区会因为太阳光被地球所遮闭，现看到月球缺了一块。

也就是说，此时的太阳、地球、月球恰好 (或几乎) 在同一条直在线，因此从太阳照射到月球的光线，会被地球所掩盖。

以地球而言，当月蚀发生的时候，太阳和月球的方向会相差 180 度，所以月食必定发生在‘望’(即农历15日前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道 (称为黄道和白道) 并不在同一个平面上，而是有约 5 度的交角，所以只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生月食。

■有哪几种月蚀？

月全蚀：当整个月球进入地球的本影内时

月偏蚀：当月球只有部份进入地球的本影时

半影月蚀：此时月球只是掠过地球的半影区，造成月面的光度极轻微减弱，所以较不易为人发现。

■月全蚀七步曲

月全蚀后半影食始：月球刚刚和半影区接触，这时肉眼觉察不到。

初亏：月球由东缘慢慢进入地影，月球与地球本影第一次外切。

食既：月球进入地球本影，并与本影第一次内切。

食甚：月圆面中心与地球本影中心最接近的瞬间。

生光：月球在地球本影内移动，并与地球本影第二次内切。

复圆：月球逐渐离开地球本影，与地球本影第二次外切。

半影食终：月球离开半影，整个月食过程正式完结。

月食的形成

月食是自然界的一种现象，当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直线上时（地球在太阳和月球之间），太阳到月球的光线便会部分或完全地被地球掩盖，产生月食。

对地球来说，太阳和月球的方向相差180°，所以月食必定发生在 “望”（即农历十五前后）。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道（分别称为黄道和白道）并不在同一个平面上，而是约有5°的交角，因此只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会形成一条直线，产生月食。

月食可分为月偏食、月全食及半影月食三种。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食；而当整个月球进入地球的本影之时，就会出现月全食。至于半影月食，是指月球只是掠过地球的半影区，造成月面亮度极轻微的减弱，很难用肉眼看出差别，因此不为人们所注意。

观察月面的亮度与颜色

月食时月面的亮度和颜色可区分为以下5级：0级，非常暗淡，几乎看不见；1级，稍亮，呈黑黄色，细节难以区分；2级，微亮，呈黑红色或棕黄色，中心有些暗斑，外侧相当明亮；3级，呈砖红色，能看见月面细节，但很模糊；4级，呈铜红色，非常明亮，外侧很亮，略有蓝色，可看到大的细节。观察月全食时，要对月面的亮度和颜色的级别作出判断，并记录下来。同时也要记录当时的天气情况。

月球每30天环绕地球一周，当我们夜晚仰望星空的时候，我们不会发现那些星星的位置相对于月球会出现什么变化。这次不同，在月食整个过程中，如果你细心的话，你会发现月球和星星的相对位置发生了变化。机会难得，不要错过本世纪的第一次月食呦！

日食

日食是月球绕地球转到太阳和地球中间，这时是农历初一。如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分58秒。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录。

无论是日偏食、日全食或日环食，时间都是很短的，在同一个地方看到一次日全食的时间最长不超过七分四十五秒。在地球上能够看到日食的地区也很有限，这是因为月球比较小，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)小于月球与地球之间的平均距离 (384400公里)，就整个地球而方，日环食发生的次数多于日全食。

日食和月食是一种壮观的天象，也是一种短暂而无危害的自然现象。它的发生同月球和地球的影子有关。

在太阳照射下，地球和月球在背太阳方向，都拖着一条很长的影子。太阳、地球和月球都是球状体，且太阳远大于地球和月球，因此，它们的影子的主要部分，是一个以其顶端背向太阳的会聚圆锥，叫做本影。在本影内，太阳光盘全部被遮蔽，因而是黑暗的（严格地说，由于大气的折光作用，地球的本影内并不完全黑暗）。由于太阳是一个球状光源，因此，本影周围还有一个黑暗与光明的过渡区域。这是一个比本影大得多的发散圆锥，叫做半影。在这个影区内，能得到部分太阳光辉，因而并不完全黑暗。在半影内、本影影锥的延伸部分，是一个与本影同轴而反向的发射圆锥，叫伪本影。它是一种特殊类型的半影，那里，被遮蔽的是太阳光盘的中心部分，太阳的边缘部分仍然可见，因而也不是完全黑暗的。半影和伪本影的不同部分，明暗程度不同：愈接近本影，愈阴暗；离本影愈远，日轮被遮蔽程度愈小，愈明亮。

本影的长度，因射影天体的大小和它对于太阳的距离而不同。天体的半径愈大，其本影愈长。月球的半径约为地球半径的27％，如果二者与太阳距离相等，那么，月本影长度也为地本影长度的27％。天体距太阳愈远，其本影愈长。在一年中，地球（和月球）在接近远日点时，本影较长；接近近日点时，本影较短。在一个月内，满月前后，月球本影较长；新月前后，月本影较短。

根据太阳、地球和月球的半径，以及日地和月地的平均距离可知，地球本影的平均长度是1377 000km，约为月球本影长度的 3.5倍。新月时，月本影的平均长度为 374 500km，略小于月地平均距离（384 400km）。所以，月球影子到达地球时，可以是本影的顶端，也可以是其伪本影。

“形影相随”，月球拖着自己的影子绕地球运动。当它来到地球的向太阳一侧，其影子有时会掠过地面。这时，在月影扫过的地区，人们看到太阳被月轮遮蔽，叫做日食。而当月球绕行到地球的背太阳一侧，碰巧也会隐入地球本影。这时，在地球上看来，满月在天空中失去光辉，这便是月食。可以想见，发生月食时，在月球天空中则看到日食；而当地球上发生日食时，在月球的夜空中，明亮的“地盘”上出现一个很小的黑影，可称之为“凌地”。

日月食的种类

日食分三类：日全食、日偏食和日环食，全食和环食又叫中心食。它们的不同，取决于月球影子的哪部分笼罩地面。

我们知道，月球的直径远小于地球。因此，月球本影在任何时候，只能笼罩地面的很小一部分。在这一小块地区看起来，太阳光盘全部被遮掩，这叫日全食。如果当时月球本影不够长，以致同地面接触的，不是月本影而是它的伪本影。那么，在伪本影里所见的太阳，中部被月轮遮蔽，边缘依然光芒四射，这就是日环食。不言而谕，当月球的本影或伪本影落到地面时，其半影必同时到达。于是，在全食或环食地区的四周有一个环形的半影区，在那里看来，太阳部分地被月轮遮蔽，光盘残缺，便是日偏食。这样，在同一时间，中心食和偏食发生在地球上的不同地区；而在同一地区，发生中心食的前后，必伴有偏食阶段。

由于月球绕转地球和地球本身的自转，日食区在地面上移动而形成日食带。日食带的中部是全食（或环食）带，其南北两侧为偏食带。在移动过程中，月球本影的尖端相对于地面的距离在变化着。由于这种变化，有时会出现这样的情形：日食的开始阶段和终了阶段是日环食，而中间阶段发生日全食。这样的一次日食叫全环食。有时候，由于月球影锥的偏离，地面上的日食带全部是偏食带。这样的一次日食，始终是日偏食。

月食分月全食和月偏食两类，没有月环食。月全食和月偏食的不同，取决于月球是否全部或部分隐入地球本影，而不决定于地球上观测地点的不同。当月球全部隐入地球本影时，月轮整个变暗，这是月全食。若月球只是部分地进入地球本影，月轮残缺，是月偏食。自然，在发生月全食前后，必同时伴有月偏食阶段。有时，由于月球偏离地球本影轴心较远，整个月食过程始终是月偏食。无论是发生月全食还是月偏食，全球（夜半球）各地同时看到同类的月食。

与日食的情形不同，月食同地球的半影和伪本影无关。月球进入地球半影时，并不发生“食”，因为半影内能得到部分太阳光辉，它仍照亮整个月面，只是亮度变得稍暗，月轮保持不缺。这种现象叫做半影食，天文台通常不作预告。

至于为什么没有月环食？原因是显而易见的，因为在月球轨道距离处，地本影截面远比月轮大得多。

在上述各类食型中，最为罕见，也是最为壮观和令人谜醉的是日全食。当日全食来临时，天昏地暗，如同黑夜猝然到来，飞鸟归巢，鸡犬进窝，动物都表现出惊恐万状。没有什么现象比太阳昼晦更为令人惊心动魄。历史上最著名的一次日全食（发生在公元前585年5月28日，小亚细亚半岛，即今土耳其），曾戏剧般地（由于惊吓）结束了两个民族部落之间一场持续五年之久的战争，成为战争史上一个有趣的插曲。

日全食还具有重要的科学意义，它是研究太阳的极好时机。我们知道，色球和日冕的亮度都很微弱，平时完全被淹没在阳光里，只有当日全食时，大气散射光的来源被截断，天空暗淡，色球和日冕才显得特别清晰。天文工作者趁此机会，可以拍摄到它们的光谱（这时，它后面没有产生夫琅和费线的光源）；而研究色球和日冕，对于探索太阳本身及日地间的物理状态，有着十分重要的意义。例如，被称为“太阳元素”的氦，就是由天文学家在1868年的那次日全食时所摄的色球光谱中发现的，而化学家直到1895年，才从钇铀矿的分析中找到它。当时有人赞叹：天体光谱学竟跑到了化学的前头。氦原子是一种难以“激动”的原子，要使它发出可见光，需要有很高的温度。它的谱线出现在色球光谱中，正说明太阳色球的温度是很高的。一些天文学家还利用这种“千载难逢”的机会，在太阳附近搜索水内行星和近日彗星……。所以，每当发生日全食时，天文工作者们总是携带笨重仪器，不惜长途跋涉，赶往日全食地带进行各个学科的观测和研究。

日月食的过程

日（月）全食的全过程，可以分为三个阶段：偏食―全食―偏食。划分这三个阶段的是四种食相：初亏、食既、生光和复圆。从食既到生光是全食阶段；初亏到食既和从生光到复圆，分别是全食前后的偏食阶段。

月球和太阳都在天球上向东运行。前者以恒星月为周期，速度为每日约13°10′；后者以恒星年为周期，速度为每日约59′。显然，月球运行比太阳要快得多，它以每日约13°10′―59′＝12°11′的速度，自西向东追赶太阳和地球本影。这就是说，日食的过程，就是月球在天球上向东赶超太阳、从而遮蔽太阳的过程。因此，日食过程总是在日轮西缘开始，于东缘结束。同理，月食的过程，就是月球在天球上向东赶超地球本影，从而遭遮蔽的过程。因此，月食总是在月轮东缘开始，于西缘结束。

在月球赶超太阳和地影截面的过程中，两个圆面要发生二次外切和内切，分别为上述四种食相。对于日全食来说，这四种食相的含义是：

初亏――月轮东缘同日轮西缘相外切，日偏食开始。

食既――月轮东缘同日轮东缘相内切，日全食开始。

生光――月轮西缘同日轮西缘相内切，日全食终了。

复圆――月轮西缘同日轮东缘相外切，日偏食终了。

对于月全食过程来说，这四种食相的含义是：

初亏――月轮东缘同地本影截面的西缘相外切，月偏食开始。

食既――月轮西缘同地本影截面的西缘相内切，月全食开始。

生光――月轮东缘同地本影截面的东缘相内切，月全食终了。

复圆――月轮西缘同地本影截面的东缘相外切，月偏食终了。

日环食也有以上的食相。但它没有全食阶段，因此，日月两轮虽有二次内切，却没有真正的食既和生光。日偏食和月偏食，无所谓食既和生光，也没有相互内切。

在日食和月食过程中，当月轮中心与日轮或地本影截面中心最接近的瞬间，叫做食甚。食甚时，日轮或月轮被“食”的程度，叫做食分。食分的计算，以日轮和月轮的视直径的单位。例如，0. 5的食分，表示日轮和月轮的直径为的50％（并非其面积的一半）被遮蔽。偏食的食分＞ 0，＜1；全食的食分≥l。同一次日食，各地所见食分和见食时间，可以是不同的；但同一次月食，只要能见到全过程，各地所见的食分和见食时间皆相同。

日月食的条件

日食和月食的发生，有一定的条件，弄清这些条件，人们就能推算和预告日月食的发生。它是我国古代天文学的重要组成部分，并且在世界天文史上占有重要的地位。

月球向东赶超太阳的运动，是在二者各自的向西周日运动过程中发生的，具体情况又因纬度、季节和南北半球而不同。

――天赤道向南倾斜，天北极为仰极，可知是在北半球；

――天赤道与地平图交角即为当地余纬，故纬度为45°N；

――太阳周日圈（赤纬）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；可见时间接近傍晚。

简单地说，日食的条件是，地球位于月球的背日方向（即月影所在的方向），从而位于日月连线的延长线上。月食的条件是，月球位于地球的背日方向（即地影所在的方向），从而位于日地连线的延长线上。为了便于说明，这个总条件可以分为两个具体条件：

――朔望条件：日食必发生在朔，月食必发生在望。在一个朔望月内，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。这样，日、月食现象就同月相联系起来。根据这一原理，我国古代就以日食来检验历法。如果日食不发生在初一，那么，历法上的朔望推算肯定成了问题。

――交点条件：日食发生在朔，月食发生在望；但逢朔未必发生日食，逢望未必发生月食。经验告诉我们，大多数的朔望都不发生日、月食。这是因为，白道和黄道之间有5°9′的交角（称黄白交角），而月轮和日轮的视直径都只有0.5°左右。可见，朔望条件只是日、月食发生的必要条件，而不是充分条件。朔（日月相合）和望（日月相冲）只表明日月的黄经相同或相差180°；而要二者在天球上真正叠合，还须要它们的黄纬相等（或相近）。这就要求月球和太阳同时位于黄白交点或其附近。如果日月相合或相冲而不在黄白交点附近，那么，逢朔时，月球的影锥从地球的南北掠过而不触及地面；望时的月球也从地球影锥的南北越过而不进入地球本影。

概括地说，日食的条件是日月相合于黄白交点或其附近；月食的条件是日月相冲（望）于黄白。

食限和食季

日、月食的发生，要求日月相合（或相冲）于黄白交点或其附近。这个“附近”有一定的限度，它就是食限。就日食而言，在这个限度上，位于白道上的月轮与黄道上的日轮靠近到相互外切，二者中心的角距，就是它们的视半径之和，即约32′。这时，从日轮中心到黄白交点的那段黄道弧长，就叫日食限。我们知道，太阳沿黄道运行，它的位置用黄经表示；以日轮中心与

黄白交点的黄经差来表示日食限，便直接同太阳经历的时间长短相联系。若以日月相冲代替日月相合，并以地本影截面取代日轮，那么，这样的限度便是月食限。日月两轮相切时，自黄白交点至日轮中心的一段黄道弧长，即此刻日轮中心与邻近的黄白交点的黄经差。

食限的大小，决定于黄白交角的大小、月地距离和日地距离的远近。这些因素都是在变化着的：黄白交角变动于4°59′－5°18′；月地距离变动于363 300km（近地点）与405 500km（远地点）之间；日地距离变动于 147 100 000km（近日点）与 152 100 000km（远日点）之间。因此，日食限和月食限的大小也是在变化着的。这里，我们无法说明它们的具体大小，只能说明它们的一般变化规律：

――黄白交角愈大，日食限和月食限便愈小；

――月地距离愈大，月轮的视半径愈小，日食限和月食限也愈小；

――日地距离愈大，则日轮的视半径愈小，日食限也愈小；但地影截面的视半径却增大，因而月食限也变大。

由此可知，当黄白交角、月地距离和日地距离都最大时，日食限最小；反之，当三者都最小时，日食限最大。月食限的情形有所不同：当黄白交角、月地距离最大而日地距离最小时，月食限最小；反之，当黄白交角和月地距离最小而日地距离最大时，月食限最大。

当日轮中心与黄白交点的黄经差值小于最小食限时，必然发生日（月）食；大于最小食限而小于最大食限时，可能发生日（月）食；大于最大食限时，则必然无食。

兹将日食限（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，列表比较如下：

由上表可知，月食限稍大于日食限。但如不计半影月食，则日食限远大于月食限。

计算食限的大小，除日、月视半径及黄赤交角外，还要考虑太阳和月球的地平视差。

S、E、M和M′分别表示日轮、地球和月轮中心。就日食而言，当月轮开始接触日轮时（初亏），日心和月心对地心的张角，即为当时月球的黄纬。∠SEM＝∠SEA＋∠AEB＋∠BEM。其中，∠SEA和∠BEM，分别是太阳和月球的视半径，以S⊙和S月球表示之；∠AEB＝∠CBE―∠CAE，二者分别为月球和太阳的地平视差，以π月球和π⊙表示，那么便有

∠SEM＝S⊙＋S月球－π⊙＋π月球

对于月食而言，初亏时，月轮开始接触地球本影截面（为方便起见，月球的位置，以复圆代替初亏），这时，月球的黄纬为∠TEM′－∠M′ED＋上∠DET。其中，∠M′ED即为月球的视半径 S月球；而∠DET＝∠CDE－∠ETD。∠CDE即月球的地平视差π月球；而∠ETD＝∠AES－∠CAE，二者分别为太阳的视半径S⊙和太阳的地平视差π⊙。于是又有：

∠TEM′＝S月球＋π月球－S⊙＋π⊙

我们知道，太阳和月球有相仿的视径，前者平均为15′59〃.6，后者平均为15′32〃.6。但它们的地平视差十分悬殊：太阳的地平视差平均仅8.〃8，而月球的地平视差平均达57′2〃. 7。由此可知，∠ SEM＞∠ TEM′。黄纬愈大，离黄白交点愈远，即日食限＞月食限。

食季是有可能发生日、月食的一段时间，它是同食限相联系的。由于日、月食的发生必须同时兼具两个条件，并非所有朔、望都能发生，因此，一年中只有特定的一段时间，才能发生日、月食。我们知道，日、月食发生的条件是，太阳和月球必须同时位于同一黄白交点（日食），或分居两个黄白交点（月食）或其附近。比较起来，月球是频繁地（每月二次）经过黄白交点的，全年计24.5次；而太阳需隔半年才来到交点一次。所以，当时是否发生日、月食，主要取决于太阳是否位于黄白交点或其附近。太阳经过食限的这段时间，就被叫做食季。大体上说，一年有两个食季，相隔约半年。

食季的长短主要取决于食限的大小。食限愈大，食季就愈长。根据食限的大小和太阳周年运动的速度（平均每日59′），人们就能推算食季的约略日数。例如，日偏食的最小食限是15.9°，那么，它的食季不会短于15.9°× 2÷59′＝32.2日。这个长度已超过朔望月。这就是说，在这段时间里，月球必有一次来到交点。所以，一年中必有二次日食发生。碰巧的话，每个食季首尾各一次，这样，一年便有四次日食。

又如，月偏食的最大食限为11.9°，那么，它的食季长度不会超过11.9°× 2÷59′＝24.2日。这个长度不足一个朔望月。也就是说，在这段时间里，月球不一定来到交点。所以，有的年份连一次月食也没有；即使有，每个食季也只能一次，碰巧一年可以有二次。

由于黄白交点每年向西退行约20°，一个交点年（也叫食年）只有346.2600日，比回归年短约19日。因此，可能出现下列两种情形：

第一，一年中有两个完整的食季和一个不完整的食季。若第一个食季刚好在年初开始，除在年中遇到第三个食季外，在同年的十二月中旬，还可能迎来第三个食季。在这种情形下，这一年有可能发生五次日食和二次月食。第二种情形是，一年中有一个完整的食季（年中）和二个不完整的食季（年初和年终）。在这种情形下，有可能发生四次日食和三次月食。

以前一种情形为例，假如第一个食季开始于1月1日，又恰逢合朔并且发生日食。在以后的346日（一个食年）中，在最有利的情形下，二个食季有可能发生四次日食和二次月食。第三个食季开始于12月12日前后，由于12个朔望月为354.36日，比食年约长8日，即要到12月20日前后，才能遇上第十三次合朔，有可能发生额外的、也是这一年最后的一次日食。剩下的日期已不足半个朔望月，即使随之发生月食，也要等到第二年的一月上旬。不过，这种情形十分罕见。

就全球而论，发生日食的次数比月食要多。但对一地而言，见到月食的次数远多于日食。这是因为，月食时见食地区广（夜半球各地均可见），而日食时，地球上只有狭窄地带可见。据统计，对一个特定地点来说，平均每三、四年就能逢到一次月全食；但是日全食平均要几百年才能遇上一次。所以，世上有许多人，终其一生也未曾遇见过日全食的景象。

2009年7月22日，我国将见到一次日全食。日食带宽230千米，长达3000千米，横贯西藏南部和长江流域。全食阶段长达5－6分钟（最长的日全食阶段约为7分钟），且适逢江南盛夏的晴热天气，观测条件极好。这将是一次“千载难逢”的良机。

日食和月食的周期

日食和月食的条件，包含各种周期性的天文因素，因而具有严格和复杂的周期性。首先，日食必发生在朔，月食必发生在望。朔望月就是月相变化的周期，其长度为29.5306日。其次，发生日、月食时，太阳必位于黄白交点或其附近。太阳经过黄白交点是周期性现象，其周期为交点年（食年），即346.6200日。再次，发生日、月食时，月球也必同时来到黄白交点或其附近，月球连续二次经过同一黄白交点的周期为交点月，即27.2122日。此外，月球接近近地点时，运行速度快；接近远地点时，运行速度慢。这种距离和速度的差异，也是一种周期性变化，其周期为近点月，即 27.5546日。

把上述四种周期组合成一种共同周期，即它们的最小公倍数，叫做沙罗周期。它的长度为6585.32日，相当于223个朔望月，几乎相当于242个交点月，约略相当于239近点月和19食年，列举如下：

朔望月（29.5306日）×223＝6585.32日

交点月（27.2122日）×242＝6585.35日

近点月（27.5546日）×239＝6585.55日

食年（346.6200日）×19＝6585.78日

按现行公历，沙罗周期相当于18年11.32日（如其间有5个闰年，则为18年另10.32日）。经过这么长的一段时间后，太阳、月球和黄白交点三者的相对位置，以及月地距离，又回复到与原来近乎相同的情况。于是，上一个周期内的日月食系列又重新出现。在一个沙罗周期内，大体上有相等的日、月食次数和相同的日、月食种类。同时，每次日食和月食，都要在一个沙罗周期后重复出现。例如，1987年9月23日的那次日环食，将在2005年10月3日重现。

但是，由于沙罗周期并非太阳日的整数倍，相互对应的二次日食或月食，并不发生在一日内的同一时刻。它的不足1日的尾数0.32日，即约l／3日，使相互对应的二次日食或月食，在时刻上推迟约8小时，因此，在经度上偏西约120°。如1987年9月23日的那次日环食，俄罗斯、中国和太平洋等处可见；而2005年10月3日将发生的日环食，改在大西洋、非洲和印度洋等处可见。另外，沙罗周期并不严格地等于交点月、近点月和食年的整数倍，因此，相互对应的日食或月食，只是大同小异，不可能完全一样。

总之，沙罗周期并没有包含同日、月食有关的全部因素。它的简单的规律性，并没有绝对的意义，因此，不能代替日、月食的具体推算。

（选自金祖孟等编《地球概论（修订本）》）

日食和月食的形成原理都是由于光的直线传播。

具体的形成原因如下：

日食是在同一直线上的太阳、月亮和地球之间，月亮把太阳光挡住，致使地球上的局部地方，即使是白天，也看不到太阳或只看到残缺的太阳，太阳完全被遮住称为日全食，遮住部分称为日偏食。

而月食，是在同一直线上的地球把太阳光遮住，致使在晴朗的夜空，月亮也变得黑黑的，同样月食也分月全食和月偏食。

在我国古代的时候，由于人们不了解月食的形成原因，迷信地认为发生月食是将要有大的灾难，因此古时人们把月食叫做“天狗吃月亮“，现在我们知道，日食和月食都是光的直线传播规律的一个自然而然的现象。