日全食作文(3篇)

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。

初虧由於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。月亮繼續往東執行，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鑽石似的光芒，好像鑽石戒指上引人注目的閃耀光芒，這就是鑽石環，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。這是由於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；在色球層的外面還瀰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雲霧，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。

生光食既以後，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，鑽石環、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。

復圓生光之後，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，由於它只發生偏食，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瞭解整個日食的過程，並進行觀測。至於日偏食，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。對於日食而言，食分並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。日偏食的食分是小於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，由於月球的視直徑僅略大於太陽，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，月亮總是位於遠地點附近，這時月亮執行的速度較慢，因此日環食的時間比較長，如果日環食發生在赤道附近，那麼在赤道附近觀測日環食的時間可長達12分42秒。

就全球範圍來說，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，由於月影範圍大於其本影，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。

由於月亮的影錐又細又長，所以當它落到地球表面時，所佔的面積很小，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。可以看到偏食的範圍很廣闊，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。

由於月球是由西向東執行，所以它的影子也是沿同一方向執行，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，得在月影向東移來後才能看到日食。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，但由於全食帶是一條狹窄的影帶，據估計，平均每200～3xx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。

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度左右的範圍內，就可能發生日食；如果新月在黃道和白道的交點附近16度左右的範圍內，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度左右的範圍內，就可能發生月食；如果望月在黃道和白道的交點附近10度左右的範圍內，則一定有月食發生。

由於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，由於日食的食限為18度左右的範圍，太陽從黃道和白道交點以西的18度執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。對於月食而言，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。那麼，為什麼一年之內的日、月食會多達七次呢？

這是由於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執行的方向相反，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，那麼經過346.62天一個食年之後，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。至於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。這是由於月食發生時，揹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，全食帶的範圍更小，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日夜裡發生的月食，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，什麼也看不到。

3．日食和月食的週期性

由於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迴圈的週期性。

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個朔望月的週期。這個223個朔望月的週期便被稱為“沙羅週期”，“沙羅”就是重複的意思。

223個朔望月等於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，而經過一個沙羅週期之後，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，這裡就不再細述了。

在我國漢代也發現日、月食具有一個135個朔望月的週期。135個朔望月等於3986.6天，約等於xx年少31天，也就是說日、月食每過xx年少31天重複發生一次。這個迴圈週期記載在漢代的“三統曆”中，因此也稱為“三統曆週期”。

此外，人們還發現日、月食還有其他的迴圈週期。比如以358個朔望月為週期的紐康週期（合29年少20日），以235個朔望月為週期的米頓週期（合19年）等等，但這些週期都是非常粗略的，只能粗略地推算出日、月食發生的日期，並不能確定日、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，這已經是屬於相當專門的歷書天文學中“食論”的研究範圍了。我國紫金山天文臺就擔負著日、月食預報的工作。

儘管日全食出現在各種媒體上的頻率並不比某些明星的曝光率低，但對生活在某一固定地點的我們而言，要想一睹它的風采，無疑比見到那些明星困難得多，因為即便在全球範圍內看，日全食每年最多也只上演一兩次，而且那動人心魄的精彩“演出”總是轉瞬即逝，短暫得令人扼腕。

不過，日全食雖然看上去似乎難以捉摸，但由於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必然也具有規律性，日全食當然不會例外。早在5000多年前，我們的先輩就發現了日月食的某些規律。如果我們仔細檢視本雜誌附錄中的日食表，就會發現日食的發生也是有周期的，其中最著名的就是“沙羅週期”。

沙羅週期

古代的巴比倫人根據對日食的長期觀測，發現日食的發生有一個223個朔望月的週期。這個223個朔望月（相當於18年11.3日或18年10.3日（如果有5個閏年））的週期被稱為“沙羅週期”，“沙羅”（salo）一詞在拉丁語裡就是重複的意思。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，而經過一個沙羅週期之後，太陽、月亮、地球的相對位置又回覆到和原來幾乎相同的位置上，因此地球上就會看到和上次相類似的日、月食。注意，沙羅週期並不是指兩次日食之間的平均時間間隔，而是發生兩次“類似”的日食的時間間隔，例如xx年12月4日大西洋、非洲南部、印度洋、澳洲等部分地區發生了一次日全食，全食持續時間是2分3秒，一個沙羅週期後（2020年12月15日），太平洋、南美洲南部、大西洋等地的部分地區發生日全食，持續時間為2分9秒，與上次幾乎相同。而從xx年12月至2020年12月這段時間內，還會發生11次日全食，但是它們與這兩次不屬於一個沙羅週期。平均而言，每個沙羅週期內發生大約71次日、月食，包括日食43次（全食、環食、全環食），月食28次。

沙羅週期之所以會存在，其根本原因是地球繞太陽、月亮繞地球的運動具有一定的規律性。在深入理解沙羅週期之前，讓我們先來熟悉幾個天文學上的基本概念。

黃道與白道我們知道，月亮在圍繞地球運動（軌道是個橢圓），週期為一個月；地球同時又在圍繞太陽運動（軌道也是個橢圓），週期為一年。天文學上把月亮的繞地球運動軌道面稱為“白道”，把地球繞太陽運動的軌道面稱為“黃道”。白道與黃道並不在同一個平面上，它們之間存在一個交角，平均為5°09′。我們站在地球上觀測，總是以自己為中心，因此在我們看來，黃道也就是太陽一年內在天空中走過的軌跡，白道則是月亮一個月內在天空中走過的軌跡。以地球為天球的中心，黃道與白道其實就是天球上的兩個大圓，它們有兩個交點，稱為“黃白交點”。只有當太陽、月亮都執行到黃白交點的附近時，才有可能發生遮擋，形成日食或月食。

望和朔“朔”就是月亮位於地球和太陽之間（不一定在同一條直線上）的時刻，通常發生於農歷的十五；“望”就是地球位於太陽和月亮之間的時刻（不一定在同一條直線上），通常發生於農歷的七年級。

朔望月月相變化的週期，也就是從朔到朔或從望到望的時間，叫做朔望月。朔望月的長度並不是固定的，有時長達29天19小時多，有時僅為29天6小時多，它的平均長度為29.530588天。

交點月交點月是指月球在天球上連續兩次經過同一黃白交點的時間間隔。其平均長度為27.21222日。它對於日月食週期推算有重要意義。

交點年太陽從一個黃白交點經過到回到這個交點所需的時間，稱為交點年，其長度為346.6xx天。由於黃白交點每月沿著黃道向西退行移約1.6°，所以交點年短於我們平時所說的公曆年（即365天）。

現在，我們來看日食發生的條件：日食只可能在朔日發生，而且太陽、月亮必須差不多位於一條直線上，換句話說，發生日食時，太陽、月亮都必須位於黃白交點附近。如果某天發生了日食，那天必定是朔日（正月七年級左右），並且太陽、月亮都位於黃白交點附近，例如xx年8月1日將發生日全食，那天正是農曆七年級，黃白交點在巨蟹座，而且太陽、月亮也在巨蟹座。

假設再過n天后，太陽、月亮又執行到了幾乎與此完全相同的位置（即黃白交點、月亮、太陽又都回到巨蟹座），那麼在地球上看來必將發生與此類似的日食。顯然，這個n天應該是交點月、交點年、朔望月的長度的公倍數，經過計算可以發現223個朔望月的長度與242個交點月、19個交點年的長度幾乎相等：

223個朔望月＝223×29.530588天＝6585.3211天

242個交點月＝242×27.21222天＝6585.3572天

19個交點年＝19×346.6xx天＝6585.7806天

也就是說，n的最小值是6585.3211天左右，其實就是一個沙羅週期。這就是為什麼會存在沙羅週期的緣由，現在我們不難理解為什麼每經歷一個沙羅週期，就會發生類似的日食（或月食）了，不過需要注意的是，這兩次日食的見食地點並不相同：xx年8月1日的日全食（持續時間2分27秒）發生在加拿大、北冰洋、俄羅斯和中國西北部；2026年8月13日的全食（持續時間為2分18秒），見食地點變成了北冰洋、格陵蘭、大西洋、歐洲極西部地區，這又是什麼緣故呢？

沙羅週期後話

相隔一個沙羅週期的兩次日食，不僅見食地點並不相同，而且日食型別也不一定一樣。這有兩方面的原因。

其一，223個朔望月（6585.3211天）和19個交點年（即食年，6585.7806天）的長度並不完全相等，而是相差了0.4605天。因此第二次日食發生時，太陽在黃道上的位置和第一次並不相同，0.4605的時間裡它大約運動了28′（記得太陽在黃道上自西向東運動，每年執行一週），也就是說此時的太陽比第一次日食時偏西28′，結果導致月影掃在地球上的位置和第一次相比也有了變化，將向北或向南移動（取決於第一次日食發生在兩個黃白交點的哪一點）。每經歷一個沙羅週期，太陽就偏西27.2′，同時月影就向南或向北退行一些。直至太陽超出食限、月影離開地球，這個週期性的系列日食（稱為一個沙羅食系）就結束了，之後即使再過一個沙羅週期也不會有類似的日食發生了。目前共有12個不同的沙羅食系同時進行著，xx年將在我國境內上演的全食時間大約為7.5分鐘的日食，就屬於其中一個食系，分別曾在1937、1955、1973、1991出現過。而xx年8月1日的日食，屬於另一個不同的沙羅食系，曾在1954、1972、1990年出現過。當然它們的見食地點都已不同了。

其二，每過一個沙羅週期，日食的見食地點除了上述的南北移動之外，還有東西方向（即經度）的移動。這是因為一個沙羅週期的223個朔望月是6585.3211天，不是整數。舉例來說，假設有一次甲地發生了日食，經過一個沙羅週期之後，將發生類似的日食，但是此時地球轉動了6585.3211圈，這次的見食地點就不再是甲地，而是與它相距0.3211個地球周長而且位置偏西的乙地（因為地球自轉方向是自西向東），易於算出乙地的經度要比甲地偏西120度左右。再過一個沙羅週期，見食地又將西移120度。所以甲地要想再次看到類似的日食（也就是這個沙羅食系內的日食），至少需在三個沙羅週期之後（54年34天）。但是由於月影在每個沙羅週期還有南北移動，三個沙羅週期後日食時的相對位置事實上不會返回甲地，必須經過300～4xx年左右，甲地才能再次看到日食。