【轉】改变历史的日全食

青川

　　日全食虽是罕见的天象，却与人类的命运息息相关。

　　严锋

　　2009年7月22日，一次数百年难遇的日全食将横扫长江中下游流域。日全食虽是罕见的天象，却与人类的命运息息相关。这一次的日全食，又会唤醒我们什么样的记忆？

　　有史以来最有名的一次日全食，记录在古希腊历史学家希罗多德《历史》第一卷第七十四节：

　　吕底亚人和美地亚人之间就爆发了战争，这场战争继续了五年。在这期间，美地亚人多次战胜吕底亚人，而吕底亚人也多次战胜美地亚人。他们常常也相互进行夜战，然而，他们双方仍然分不出胜负来。在第六个年头的一次会战中，战争正在进行时，发生了一件偶然的事件，白天突然变成了黑夜。米利都人泰勒斯曾向伊奥尼亚人预言了这个事件。他向他们预言在哪一年会有这样的事件发生，而实际上这话应验了。美地亚人和吕底亚人看到白天变成了黑夜，便停止了战争，而他们双方便都十分切望达成和平的协议了。

　　古人对天象的敬畏，竟至于化干戈为玉帛，看来迷信也并非只有负面的意义。但这也是科学在人类历史上第一次展现伟大的力量。现代天文学推算这一次日食发生在公元前585年。成功预测这一次日食的泰勒斯，是希腊的七哲之一，七哲中每个人都特别以一句格言而闻名；传说泰勒斯的格言是：“水是最好的”——他相信水是万物的本原。泰勒斯常常被看成是最早的哲学家，但是罗素认为他更像一个科学家，在数学、天文学、工程等领域都作出了奠基性的贡献。

　　泰勒斯用什么办法来预测日食？这倒并非由于他已经完全掌握了日月运行的秘密。泰勒斯认为地球是一个扁平的圆盘，漂浮在一片巨大的海洋之中。月亮和太阳也是一些圆盘，在地球的上方移动。有的时候，它们恰巧排成一线，月亮挡在太阳和地球之中，这时候日食就发生了。这个宇宙模型和我们今天的不太一样，但是很奇怪，如果拥有丰富的观测数据，再荒谬的宇宙模型，也常常能做出一些正确的预测。

　　泰勒斯的家乡米利都与吕底亚是联盟，吕底亚与巴比伦有着文化上的密切关系，而巴比伦人，拥有今天也令人惊叹的天文知识。巴比伦人在公元前三十世纪的后期就已经有了历法。他们对太阳和月亮的运行周期测得很准确，朔望月的误差只有0.44秒，近点月的误差只有3.6秒，对五大行星的会合周期也测得很准。巴比伦人发现了日月食的周期，叫做“沙罗周期”（“沙罗”是重复的意思），为十八年零十一天多一点，即6585．32天。知道了沙罗周期，就可以对日食进行预测了，当然你还是不知道它究竟会发生在什么地方。所以泰勒斯的成功，也有一半是瞎蒙的因素在里面。

　　巴比伦人说他天文强，中国人就笑了。

　　古代中国人对天文的重视，举世无二。顾炎武在《日知录》开首就说：“三代以上，人人皆知天文。‘七月流火’，农夫之辞也；‘三星在天’，妇人之语也；‘月离于毕’，戍卒之作也；‘龙尾伏辰’，儿童之谣也。”顾炎武这里举到的都是《诗经》中的名句，他是把《诗经》当作天文学著作来读了。中国是欧洲文艺复兴以前天文现象最精确的观测者和记录的最好保存者，有着世界上最早最完整的日食记载，《春秋》所记的二百四十二年中，有史可考的日食记录有三十七次。

　　中国古代非常重视日食的观测和推算，因为中国人相信天和人相互通连,交相感应,天能干预人事,人亦能感应上天。在上天所显示的各种天象中，日食是最严重的警示，表明统治者失德败政，需要赶快行动起来，进行各种各样的自律、检讨和补救。这就是《史记·天官书》里所说的：“日变（日食）修德，月变省刑，星变结和。”公元前178年，发生了一次日食，汉文帝为此下诏：“朕闻之：天生民，为之置君以养、治之。人主不德，布政不均，则天示之灾以戒不治。乃十一月晦，日有食之，谪见于天，灾孰大焉！肤获保宗庙，以微眇之身托于士民君王之上，天下治乱，在予一人，唯二三执政，犹吾股肱也。朕下不能治育群生，上以累三光之明，其不德大矣。”

　　因日食而下罪己诏，汉文帝开中国皇帝自我反省的先河，到后来逐渐固定成一种<敏感詞>操作。《资治通鉴》记载，公元719年出现日食，唐玄宗“素服以俟变，彻乐减膳,命中书、门下察系囚,赈饥乏,劝农功。”日食发生后要“修政”，包括减免税赋，赈济贫弱，大赦囚犯，虚心纳言等等。日食也是对军事失利的预兆，日食之后不宜用兵，在这一点上和希腊人的心理是相通的。

　　通常我们会很容易认为古代中国皇帝的权力大到无边，其实聪明的中国人怎会心甘情愿让统治者成为脱缰的野马，他们自有一些别出心裁的约束办法。用日食来吓唬皇帝，这种想法其实相当不坏。北宋的名臣富弼一语道破其中的真谛：“人君所畏惟天，若不畏天，何事不可为？”

　　正因为日食承载了那么多的恐惧和期盼，我们可以理解它和中国历史千丝万缕的联系了。《尚书·胤征》讲述了中国最早的日食故事，天文官羲和因为贪酒漏报了日食，带来杀身之祸。羲和的后任们从此战战兢兢，竭尽最大的努力去寻找日食的秘密。公元前一世纪，《太初历》以一百三十五个朔望月为交食周期，到公元762年的《五纪历》中，已经采用了三百五十八个朔望月的纽康周期，比西方早十一个世纪。

　　但是他们预报得越准确，越是说明这个世界自有其不以人意志为转移的规律，皇帝恐怕也就越不把他们当回事了。

　　对日食精确的计算和预测，是在十七世纪牛顿发现万有引力定律之后才真正实现的。到十九世纪，对日全食的研究进入黄金时期。借助日益强大的观测仪器和手段，科学家对太阳的结构组成逐渐有了深入的了解。日全食时显现的日冕、日珥、色球层成为不可多得的观测对象。随着交通的发达，人们也不再守株待兔地对日全食发出千年一叹，而是主动出击，“逐日族”由此产生，并结出丰硕成果。

　　1868年8月18日，印度发生日食。法国天文学家詹森长途跋涉来到印度。日全食开始后，他把分光镜对准了日珥，看到了几条亮线：红线和蓝线是氢的谱线。而那条黄线呢？他相信这是一种新的元素“太阳元素”——氦。9月19日詹森给巴黎科学院发信报告自己的发现。因为远隔重洋，这封信10月26日才到巴黎科学院。

　　没想到英国有一个科学家罗克耶，用电磁分光术的方法也获得了同样的发现。他在1868年10月20日给巴黎科学院写了一封信，也在10月26日到达了巴黎科学院。科学院同一天收到了同样的两封关于发现太阳上新元素的信，也是史上绝无仅有的巧事了。

　　日全食也激发了文人雅士的浓厚兴趣。美国十九世纪著名作家，《最后的莫希干人》的作者詹姆士·库柏回忆他看过的一次日全食：“我从未曾目睹如此壮观的景象。日全食给我上了一课，让我体验到什么是渺小和谦卑。”库柏看到狱卒把死刑犯人也从囚房中带出来，让他们最后体会一下那最难得的风景，这本身也是极奇异的景观了。

　　1878年7月13日，托马斯·爱迪生离开纽约，赴怀俄明州的罗林斯观看日全食。他随身带了一架他所发明的微动仪。这架仪器设计精密，构思巧妙，与望远镜结合起来，可以精确测量来自不同方向的光源产生热量的微小变动，这变动可以小到华氏五万分之一度。爱迪生想用它来测量日冕的红外辐射，并推断其温度。

　　不幸的是，爱迪生百密一疏，把他的奇妙仪器安置在了一个鸡棚旁边，等到了食甚之时，天昏地暗，鸡们误以为安息之时已到，纷纷归笼，严重地妨碍了爱迪生的工作，使得观测结果不尽如人意。不过他还是向美国科协提交了一份相关的论文。日食结束以后，爱迪生在罗林斯钓鱼消遣，收获颇丰。8月26日，他回到新泽西的实验室，第二天开始试制电灯泡。

　　下面的事情大家就都很熟悉了。爱迪生试验了六千种不同材料，寻找可以耐久的电灯丝，都不太理想。后来他想起自己在罗林斯的时候，不小心折断了一根竹制鱼竿，随手扔进篝火。他想起来那裂开的竹丝燃烧得格外明亮，也格外持久。也许竹丝是理想的灯丝材料？

　　辉煌的日全食，点亮一个小灯泡。这故事如果是神话的话，那也是古老的神话在近代的一线美妙的余光。

　　步入二十世纪，人类拥有越来越多先进的观测太阳的手段，日全食的科学意义逐渐式微，开始沦为单纯的观赏对象和科学教育的工具。但是一个重大事件又让日全食成为关注的焦点。

　　1905年，一个瑞士专利局的职员发表三篇论文，改变了物理学的面貌，也改变了我们这个世界的面貌。

　　爱因斯坦的相对论理论问世之后，引起轩然大波。这是一种全新的宇宙观，彻底挑战人类已有的常识。根据这种理论，引力能使光线弯曲。爱因斯坦认为检验的最好方法是日全食，因为太阳质量巨大，能使遥远星球发来的光线产生显著弯曲。平时太阳光太强，遮蔽了微弱的星光，而日全食的时候太阳正好被挡住，成为绝佳的观测时机。只要把太阳周围星域的照片与同一星域远离太阳时的照片进行比较，就可以测出弯曲的程度。爱因斯坦预测其数值是0.87弧秒。幸运的是，一开始并没有这样的机会，也没有人有兴趣进行验证。爱因斯坦在1915年又提出广义相对论，把弯曲值修改为1.75弧秒。

　　科学家知道1919年5月29日会有一个绝佳的机会来考验爱因斯坦。这一次日全食正好在毕宿星团，群星容易为望远镜所见。1917年，尽管战事吃紧，而且爱因斯坦是敌对阵营的科学家，英国皇家天文学家弗兰克·戴森还是成功劝说政府资助观测。停战后不久，验证相对论的日食观测团开始远足。他们一共分为两队，安德鲁·克伦默林与查尔斯·戴维森去巴西，亚瑟·爱丁顿与爱德温·柯丁汉去非洲几内亚湾的西岸普林斯比。

　　戴森行前与两组队员会面，对他们说，测量可能有两种结果：光线弯曲1.75弧秒，证明爱因斯坦理论；弯曲0.87弧秒，大家重新回到牛顿。柯丁汉问，如果是爱因斯坦预测数值的两倍呢？戴森说，那爱丁顿肯定会发疯，你们就自己回来吧。

　　两队的运气都不好，连续几个月阴雨连绵。爱丁顿这一队，到了日食的当天，依然乌云密布。食甚前十八分钟，太阳露头，但是仍在云中出没。爱丁顿后来说，他一直在紧张地换底片，根本没有时间欣赏日食，就看了一眼，也还是看乌云还能给他多少时间。最终检查结果，有两张底片上留下了五颗星。他测量了其中一颗，就对柯丁汉说：你们不用单独回家了。爱丁顿队的测量结果是1.61弧秒，误差0.30弧秒。

　　1919年11月6日，英国皇家学会和皇家天文学会联合公布结果，大厅中挤满了人，大家都知道一个时代正在结束，墙上牛顿的巨幅画像凝视着他们。皇家学会主席汤普森（电子的发现者）宣布广义相对论得到实验证实，并盛赞爱因斯坦的科学思想是这个时代的最高成就。

　　这也许是日全食在人类历史上扮演的最后一个重要角色，一个最成功角色，一次最出彩的演出。

　　 (本文来源：东方早报 )

镜子

日月食天象的发生有着非常严格的条件，不同类别日月食的出现及其规律性取决于地球、月球和太阳三者之间的相对位置，以及月球和地球的公转轨道特征，对日食来说，食象细节还与观测地的纬度和发生时间有关。尽管具体情况较为复杂，但天文学家已经可以对各类日月食的出现和食象做出长期而又准确的预报。


   日月交食的必要条件


   发生日月交食的原因说起来并不复杂。当月球运动到地球和太阳之间，且三者位于同一直线上时，月球就会把太阳发光圆面的一部分甚至全部遮去，这就发生了日食。一旦月球运动到比地球远离太阳的一侧，且日、地、月三者位于同一直线上时，地球会把照亮月球的一部分或全部阳光挡住，于是就出现月食天象。这种说法在一些科普读物以至教科书上都可以找到，不过实际情况远非如此简单。


   月球本身并不发光，它只是因反射太阳光而被地球上的人看到，而被阳光照到的只有半个月球表面，未被照亮的另半个月球面是不可见的。另一方面，在任何时间地球上的观测者只能看到月球朝向地球的半个球面（月球正面），背向地球的另外半个月球面（月球背面）是看不到的。随着月球绕地球公转，太阳、地球和月球三者的相对位置不断变化，地球上的人所能看到的月球被阳光照亮的部分便时多时少，表现为蛾眉月、上弦月、满月、下弦月等，有时甚至完全隐匿不见。月球形状这种表观上的变化称为月相，月相的变化周期是一个朔望月（29.5306日）。


   任何运动都是相对的，月球公转亦不例外，反映月球圆缺变化（月相）规律的朔望月，便是以太阳为参考标准所确定的月球公转运动周期。如果以远方恒星为参考标准，则月球的公转周期约为27.3217日，称为恒星月。恒星月更真实地反映了月球绕地球的公转运动周期，它与朔望月之所以存在明显的差异，是因为月球在绕地球公转的同时，还随着地球绕太阳运动。


   当月球位于地球和太阳之间时，被阳光照到的半个球面就背向地球，对地球上的观测者来说月球便完全看不到了，这时的月相称为朔，又称新月；中国农历规定，朔日（含有月相为朔的那一天）为历月的初一。朔日之后，被阳光照亮的月球部分渐而转向地球，地球人能看到的月球明亮部分随之增大，渐次表现为蛾眉月、半月（上弦）、凸月等月相。当月球移动到比地球远离太阳的一侧，且地球位于月球和太阳之间，阳光照亮的半个月球面便正对着地球时，地球人可以看到正圆形的月球，这就是满月，亦称望；望日（含有月相为望的那一天）通常为农历的十五或十六，偶尔可为十七。望日之后，被阳光照亮的半个月球面逐渐偏离地球方向，地球人能看到的月球部分不断减小，依次出现凸月、半月（下弦）、蛾眉月等月相，再次回到朔日之际月球便又隐匿不见。在一个朔望月内，月相便如此周而复始、循环不已。


   由月相变化的自然规律不难推知，日食必然发生在朔日（农历初一），月食一定出现在望日（农历的十五、十六甚至十七）。


   但是，鉴于月球绕地球的公转轨道平面与地球绕太阳的公转轨道平面不相重合，上述论断的逆命题却不成立，这就是说朔日未必发生日食，望日不一定出现月食。月相为朔或望之际，虽然太阳、地球和月球必位于同一个平面内，但三者的位置并非必然处于一条直线上，甚至与之有较明显的偏离，而地球人便不可能在每个农历月内都可以于朔日看到1次日食，在望日看到1次月食。只有当月相为朔或望之际，太阳、地球和月球严格位于一条直线上，或者与之偏离足够小，才会发生日食或月食。


   这就是地球上能看到日月食的必要条件，但还不是地球上某个地方的观测者可以看到日月食天象景观的充分条件，其中月食的情况较为简单——月食发生时处于白天时段的观测者是看不到这一天象的，而日食的可见条件则要复杂得多。


   日月食的分类成因


   任何物体在太阳光的照耀下都会在背向太阳的一侧拖出一条影子，地球和月球亦不例外，这就是地影和月影。由于地球、月球以及光源太阳都是有一定大小的天体，地影和月影便有本影和半影之别，其中阳光完全照不到的部分称为本影，可以接受到一部分阳光的区域称为半影。本影的外形是一个圆锥体，称为本影锥，而半影是向外发散的，两者的形状大不一样。月球或地球离开太阳越近，它们本影锥的顶角越大，但本影锥的长度越短；反之，离太阳越远，本影锥的顶角越小，而长度则越长。


   由于月球公转轨道和地球公转轨道都是椭圆形的，当朔日之际月球位于近地点附近，而同时地球又恰好位于远日点附近时，月球离太阳最远，它的本影锥最长，可达38.0万公里左右。反之，如朔日时月球位于远地点，而地球又位于近日点，月球离太阳最近，月球本影锥最短，约为36.8万公里。另一方面，月球中心到地面上距月球最近点的距离大致变化在35.7万～39.9万公里之间；如果进一步考虑地面上距月球中心最远的那一点，则相应的距离变化范围约为36.3万～40.5万公里。可见，日食发生时月球本影锥有可能伸及地面，也可能不会伸及地面，具体情况因不同次日食和地球上不同观测地点而异，日食发生时的景观也因此而不同。


   月食发生与地影的关系要简单得多，这是因为地球本影锥的长度大致变动在136.0万～140.7万公里之间，远远大于月地距离。


   日食发生时，月球半影与地球表面相交成一个硕大的椭圆。由于地球有自转，月球又在绕地球公转，在日食从开始到结束的整个过程中，这个椭圆会在地球表面不断地移动，形成一条“食带”，宽度最大可超过6800公里，只有处于食带中的观测者才能看到日食天象；对位于食带外广大地区中的地球人来说，尽管日食发生了，此情此景他们却一无所知。


   如果日食发生时月球本影锥的长度足以伸及地球表面，那么就会在上述食带中出现一条范围更窄的“全食带”，宽度通常不超过300公里，只有在全食带中才能观测到整个太阳圆面被月球完全遮去的景象——日全食。对于那些位于食带内、但却处于全食带外的观测者来说，只能看到一部分太阳圆面被月球遮去，所看到的为日偏食；越是靠近全食带，太阳圆面被月球遮去的部分越大。


   要是某次日食发生时，由于种种原因本影锥的长度太短而不能到达地面，那么这时本影锥过顶点的延长部分便称为“伪本影”（宽度可超过350公里）。伪本影的外形也是一个圆锥体，其伸展方向与本影锥相反，长度比本影锥短得多。伪本影与地面也相截成一个椭圆，在这一椭圆形区域内的观测者便能观测到日环食：整个月球进入了太阳圆面的范围之内，但并不能把太阳完全遮去，在地球人看来黑色月球的周围会呈现一圈纤细的阳光亮环，伪本影越短亮环越细。日全食和日环食又合称为中心食。


   对整个地球来说一次日食可长达数小时，在这一过程中月球本影锥与地球表面的相对位置是在变化的。如果在一次日食期间，本影锥在一段时间内伸及地球表面，而在另一时间段内却不能到达地面，那么对位于食带中不同地点的观测者来说，有的可以看到日全食，有的能看到日环食，这种情况便称为全环食，亦属中心食。在各类日食中以全环食最为罕见。据统计，在公元前1207年到公元2161年的3368年中，全球共计会发生日食8000次，平均每百年约有日食237.5次，其中偏食83.8次，环食77.3次，全食65.9次，全环食10.5次。


   相比之下，月食的情况比日食要简单得多。当月球进入地影时便发生月食，这时朝向月球的半个地球上（也就是处于夜晚时段）的地球人都能看到月食景观。如果月球能整个进入地球本影锥的范围是为月全食，只有一部分月球进入地球本影锥时则发生月偏食；整个月球都位于地球半影区内的阶段称为半影食。如果没有特别注明，半影食通常并不计入月食总数之列。


   月食出现的频数要比日食来得少，在上面提到的3368年中，共计发生了5200次月食，每百年平均仅有154.4次。


   除了天象景色外，月食与日食至少有四个方面的不同：其一，月食可见区（约半个地球）比日食的食带区范围大得多。其二，日食可分为全食、偏食和环食三类，而月食则分为全食、偏食和半影食三类。其三，对月食来说，可见区内所有的人能观测到的月食过程及其各个阶段是同步发生的——同一时刻所有的人都会看到同样的食象，正可谓“海上生明月，天涯共此时”；在日食出现时，食带中不同地方观测者所看到日食过程及其各个阶段不是同时发生的，具体食象也各不相同。其四，对一次月食而言，如果是全食，所有人能看到的都是月全食，如果是偏食，则所有人都能看到月偏食景象；日食的情况则不同，对一次中心食来说，有的地方可以看到日全食美景，有的地方只能看到日偏食，如果是全环食，则有的地方还能看到日环食天象。


   月球的运动规律


   日食、月食天象的出现，不同次日月食的具体食象情况，皆取决于地球、月球和太阳三者的相对位置，因而就与月球绕地球公转运动的规律有关，同时也与地球绕太阳的公转轨道特征有关。为了较为深入地认识日月食出现的规律和相应细节，首先必须了解月球和地球的运动特性，这也是准确预报日月食的基础。


   天文学的研究对象——天体都非常遥远，即使以离地球最近的月球来说，它到地球的平均距离已有38.4万公里之遥。太阳到地球的平均距离约为1.5亿公里，也就是1个天文单位，而冥王星到太阳的平均距离约为40天文单位，即60亿公里。至于太阳系之外的恒星和星系，它们的距离就更远了，近的动辄以百光年、千光年（1光年约等于9.5万亿公里）计，远的更可达几亿、几十亿光年甚至还要远。因此，仰望满天星斗，地球上的观测者直观上根本无法判断不同天体在距离远近上的差异，看到的实际上只是它们在“天穹”上的投影位置，而这里的“天穹”或者“天”是虚的。为了把“天”具体化，天文学上设想以观测者为球心、任意长（或单位长）为半径作一个球，称为天球，于是观测者所看到的便是天体在天球面上的投影，称为天体的视位置，而把天体视位置的变化称为天体的视运动。地球上的观测者必然参与地球的自转和公转运动，因地球自转引起的天体视运动称为周日视运动，由地球公转引起的天体视运动称为周年视运动。


   太阳每天东升西落，这一现象便是因地球自转引起的太阳的周日视运动。另一方面，因地球公转，太阳每年在天球上运行一周，这就是太阳的周年视运动，它的运动轨迹称为黄道，因而黄道就是地球公转轨道平面（黄道面）与天球相交的大圆。地球赤道平面无限延伸后与天球相交的大圆称为天赤道，以区别于地球上的赤道。天赤道与黄道斜交，交角约为２３°２７′，称为黄赤交角。由于黄道面空间取向的变化，黄赤交角并非恒定不变，目前是每世纪约减小４７″，这种减小的趋势将会保持15 000年左右，然后转为增大。


   地球绕太阳的公转运动轨道是一个椭圆，椭圆半长径（即日地平均距离）约为1.496 0亿公里，偏心率为0.016 709。地球在每年1月初处于离太阳最近的位置,称为近日点,日地距离为1.471 0亿公里；每年7月初地球距离太阳最远，是为远日点，日地距离约1.521 0亿公里，可见在1年内日地距离可有约3%的变化。地球公转运动的近日点（以及远日点）并非固定不动，而是每年移动１１″，运动方向与地球公转方向相同。


   月球绕地球公转运动平面与天球相交的大圆称为白道，它与黄道斜交，交角平均为５°０８′４３″，这就是黄白交角。由于黄道面位置的变动，黄白交角会发生周期性变化，变化范围为４°５７′～５°１９′，变化周期约为173天。如果取黄白交角的平均值５°０９′，则白道与天赤道的交角大致会变化在１８°１８′～２８°３６′之间。


   在天球上，白道与黄道是两个互相斜交的大圆，它们必然交于两点，称为黄白交点，两个黄白交点间的连线称为交点线。由于太阳对月球的引力作用，黄白交点会沿着黄道不断运动，运动方向与月球公转运动方向相反，称为交点退行，退行的速率约为每年20°，黄白交点每经过18.60年（6794日）在黄道上退行一周。


   月球沿椭圆形轨道绕地球运转，轨道半长径为38.4万公里，偏心率为0.054 9。因而，月球离开地球时近时远，距地球最近的一点称为近地点，近地点处的月地距离为36.3万公里，而在距地球最远的远地点处月地距离约为40.5万公里。联接近地点和远地点的直线称为拱线，也就是月球绕地球公转轨道椭圆的长轴。拱线在白道平面上的位置是不断变化的，变动方向与月球公转运动方向相同，每过8.85年（3232天）在白道平面上转过一整周。


   在天文学的二体问题中，环绕一个大质量天体运动的小质量天体的运动状态，可以用六个轨道参数（或称轨道根数）完全确定。理论上说，通过对小质量天体在不同时间作三次或三次以上的观测，就可以确定这六个轨道参数，然后便可推知(预报)小天体在任意时刻所处的位置。以地－月系统为例，这六个参数可分为四类：①月球绕地球公转运动轨道的半长径和偏心率，它们分别决定了椭圆轨道的大小和形状；②黄白交角和交点线在轨道上的位置，它们决定了月球轨道面的空间取向；③月球轨道拱线在轨道面上的方向，它决定了月球公转轨道在轨道面上的取向；④月球经过近地点的时刻。


   由上述情况可知，影响日、月、地三者相对位置的地球和月球运动的因素是多方面的：地球和月球的公转轨道都是椭圆而不是圆，椭圆长轴（拱线）的方向都有周期性的变化；存在黄白交角且其值是变化的，交点线的方向也有周期性的变化，而这些因素都会影响到日月食的发生和食象细节，使得日月食发生的规律变得颇为复杂。


   日月交食的复杂性


   由于黄道与白道斜交，每逢农历月的朔日，月球未必一定会把远方的太阳遮去（包括全部遮去或遮去一部分），也就是不一定会发生日食。同样的原因，农历每个月的望日也未必一定会出现月食。只有当农历朔日或望日之际，月球刚好位于黄白交点之一，或者与交点相距足够近，太阳、地球和月球三者才会处于或者近乎位于一直线的位置上，这时会发生日食或月食。


   更具体地说，朔日或望日之时，天球上月球中心在黄道上的投影点与黄白交点之间的角距离不能超过一定的界限，否则便不会发生日食或月食，这一界限称为食限，对应不同类别的日食或月食，有不同的日食限和月食限。


   黄白交角的存在是影响日月食发生的主要因素。此外，还有一些因素也会影响到日月食过程的观测细节。


   对于日食来说，月球离开地球越远看上去就越小，月球本影锥越短，影锥与地球表面相交所形成的截面也越小，而地面上的全食带则越窄；一旦本影锥不能伸及地面，就不会发生日全食，只能看到日环食。相比之下，月地距离的变化对月食过程的影响较不显著，多数情况下只是影响到月食各个阶段的时间长度。


   月球公转运动除了交点退行和拱线移动这两种最重要的变化特性外，还有许多微小变化。例如，月球公转轨道的偏心率并不是恒定的，它变化范围为0.0434～0.0667。根据开普勒第二定律，月球在椭圆轨道上的运动速度是不均匀的，相对匀速圆周运动时而超前、时而滞后。细节情况更为复杂。所有这些涉及月球运动特性的因素都会影响到日月交食的发生，交食发生时地球上的可观测地点和观测条件，以及日月食出现时地面观测者所能看到的交食过程——食象。


   除了月球的公转运动外，地球在绕日公转轨道上的位置也会影响到日月交食过程的细节。地球离开太阳越远，地球和月球的本影锥越长，而半影向外发散的程度越小，在<敏感詞>条件相同的情况下日全食和月食阶段的时间就越长，日偏食和半影食阶段的时间越短。


   月球和太阳的半径相差甚巨，日地距离和月地距离差异很大，然而它们之间却存在非常微妙的关系——从地球上看来，月球和太阳的大小是差不多的。月球半径约为3.476公里，从地球上看月球半径的张角（即月球的角半径）平均为１５′４３″.6，由于月地距离的变化，月球角半径变化在１４′４２″～１６′５０３″之间。太阳半径约为696.000公里，从地球上看太阳的平均角半径为１５′５９″.６，由于日地距离的变化，太阳角半径的变化范围为１５′４４″～１６′１６″。由此可见，对地球上的观测者来说，有时月球显得比太阳来得大，有时看上去却比太阳小。在前一种情况下，如果发生日食就可能看到日全食，后者则只能出现日环食。


   日食发生的细节，归根结底取决于月球影锥与地面相交所形成的截面的大小、形状，以及日食过程中该截面在地球表面上的移动情况。影锥与地面正交时，截面较小，形状为圆形，斜交时截面较大且表现为椭圆形。地球自转在赤道上的线速度最大，为每小时1670公里；纬度越高，地面点的自转运动线速度越小。月球影锥相对地球的移动方向与地球自转方向相同，正射赤道时月影锥的空间移动速度平均为每小时3672公里，而斜射时的移动速度比正射时来得大。由于地球有自转，月影锥在某地面点处的移动速度矢（即包括速率大小和运动方向）Ｖ，是其空间移动速度矢Ｖ１与该点处地球自转线速度矢Ｖ２的合成，即Ｖ＝Ｖ１－Ｖ２。因此，一般而言观测地点的纬度越低（速率｜Ｖ２｜越大），或者日食发生时间越接近中午（速率｜Ｖ１｜越小），影锥相对观测地点的移动速度越慢，日全食阶段的时间就越长。不过，鉴于天赤道、黄道、白道三者不在同一平面上，具体情况相当复杂。


   综上所述，决定日全食时段长度（称为食延）t的因素主要有以下几方面。


   （1）日地距离D：D越长，月球的本影锥越长，本影锥与地球表面的截面越大，食延t越长。


   （2）地月距离d：d越短，月球本影锥与地球表面的截面越大，t越长。


   （3）观测地点的地理纬度φ：｜φ｜越小，即观测地点越靠近赤道，月球本影锥扫过地面的速度越慢，t越长。


   （4）日全食发生的时间：越接近正午，月球本影锥扫过地面的速度越慢，t越长。


   通过详细研究可知，如日全食发生在地球赤道地区的正午时间，则全食阶段最长可达7分40秒，环食阶段最长可达12分24秒，这就是中心食可能达到的最长食延的理论值。要是考虑包括偏食阶段在内的日食全过程，则最长可略超过4小时。


   另外，月球公转方向与地球自转方向基本上是一致的，但月影锥的移动速度大于同一位置处的地球自转线速度，所以全食带大体上总是从西向东延伸，日全食景象最早从全食带西端出现，到全食带东端结束

镜子

作者：Janet Sparrow
　　译者：凤影焰

日月食带来了变化，或好或坏。通常来说，它们会以成双成对的方式出现，但这个夏天我们却会迎来总共3次日月食：一次月食，一次日食，然后再一次的月食。对大多数的人来说，即便趋势向好，迎来变化也总是有些艰难。在过去的一年中，日食带来的是世界经济的连锁崩盘，我想没有人会希望迎接更多的问题。但不论愿意与否，变化终将来到。呆坐在原地嚎啕大哭，或是接受挑战并令自己的内在更为丰富？这都在于你个人的选择。

　　本年度第一次的月食与日食将发生在巨蟹座与摩羯座轴线上，但第二次月食却会返回到狮子座与水瓶座轴线(但对狮子座与水瓶座来说却是一个好消息，因为这将是近年来的最后一次发生在狮子水瓶轴线的日食，下一次将发生在8年以后)。今年的月食都将是月偏食，这意味着只有地球暗影的部分边缘部分进入了月亮的光路。但是，发生在7月22日的日食却是一次完整的日全食，势必给所有人都带来强有力的冲击。

　　本年度的第一次月食将于北京时间7月7日下午4：38开始。如果仅仅是关于月食本身，我们会发现本次的天文现象并无特别之处。但因为恰好在月食发生的前一天与恒星产生了重要相位，令本次月食的影响力骤然加大。本次月食中最主要的行星包括了落在巨蟹座的太阳以及与其形成对冲相位的摩羯座月亮，而落在处女座的土星会与日月都形成调和相位。通常而言，只要足够努力，这类相位会给事业以及家庭都带来某些正面的转机。但与此同时掌管能量的火星与木星及海王星的合相相刑，而爱与美的守护行星金星也受到了冥王星干扰，所以这次月食将可能带来更多争斗、争吵、交通事故、嫉妒甚至是经济损失。

　　每年度一次的日食将于北京时间7月22日上午10：35在巨蟹座29度逐渐形成完整的日全食。在占星术里，29度是一个宿命点，也是一个与英雄有关的点位。出生盘中太阳或上升点落在任意星座29度的人通常喜欢去拯救他人。而在本次日食期间，我们不仅将体验发生在宿命位置的强大日食，同时还将体验到天王星与冥王星的复合效果，且其它行星也没有放弃它们的工作。在这段日期前后，关系破裂以及产生严重投资损失的概率将明显增加。但同时也会有一部分人“不畏艰险”地开始人生中的重大改变。某些变化确实十分明智，但其它却可能导致严重的后果或带来巨大损失。在过往的日食期间也经常会发生病人无法安然度过这段时间而死亡的事件，但这次日食带来的死亡事件无疑将超出以往，某些甚至是意料之外的。

　　而本年度第二次的月食将继续返回狮子座/水瓶座轴线，于北京时间8月6日上午8：39开始，期间美国东部大约2/3的地区都可以肉眼观测。本次月食又因为并没有与任何其它行星形成重要角度而显得尤其普通，而且黄道上的其它行星也并未相互形成严重刑克相位。但不论如何，这依旧是一次月食，因此还是会带来某些变化需要处理。不过，在经历过之前的日食与月食后，本次月食更像是一次小小的余震而已。如果你非要做些与众不同的事情，考虑到本次月食发生在狮子座与水瓶座轴线，不妨考虑参加一次盛大的月食Party！

说了这么多，终于到了将问题拉回个人本命盘的时候，让我们来看看在本年度日月食中你会受到怎样的影响。首先，请先观 察日月食发生在你本命盘中的哪一个后天宫位中，这将决定本次日月食对个人生活中影响最严重的领域。其次，如果本年度日月食与个人命盘中重要点位(上升点、中天、下降点或下中天)是否形成相位，这预示着重大的转变，尤其是形成合相或四分刑相位时。如果日月食与任意一颗内行星(水星、金星以及火星)形成相位，将主要影响在私人事务上。而受到影响的行星和行星所落的宫位将决定生活中受到该次变革影响最大的领域。如果日月食与个人星盘上的外行星(木星、土星、天王星、海王星以及天王星)形成相位，你所受到的影响将更多反映在<敏感詞>或世代层面(就好像整个美国婴儿潮时期出生的人群都开始准备退休了，但本次我并没有在这方面做出具体预测)。

　　7月7日的第一次月食发生在黄道摩羯座15度32分，这意味着月亮落在摩羯座15度32分，而太阳则落在巨蟹座15度32分。任何落在巨蟹座或摩羯座13度至17度(2度容许度)的行星或重要点位将迎来最为重大的变化。有行星或重要点位落在牡羊座或天秤座13度至17度的人们将面对有悖于个人意愿的改变，某些变化甚至被强加上身。有行星或重要点位落在天蝎座、双鱼座、金牛座，尤其是处女座的13度至17度之间，也许会发现他们正在开始一些理想中的变化。

　　而发生在本年度7月22日的日全食落在了黄道巨蟹座29度26分。因为本次日全食恰好发生在黄道两个星座的交界处，因此巨蟹座和狮子座都有可能面对许多戏剧化的改变。如果你有任何行星与重要点位落在天秤座27度至天蝎座1度之间以及白羊座27度至金牛座1度之间，本次日食将可能给你带来一些不愉快。请小心，因为这也可能导致相关的意外事故。行星落在摩羯座27度至水瓶座1度之间的人们将有可能发现自己成为了以上这些人的拯救者。如果本命盘中有行星落在天蝎座27度至射手座1度之间或是双鱼座27度至牡羊座1度之间，将有可能受益于本次日食带来的正面影响。

　　8月6日的本年度最后一次月食将发生在水瓶座13度35分(太阳则落在狮子座13度35分)。命盘中有任何行星与重要点位落在水瓶座与狮子座的11度至15度之间的人将迎来最为巨大的改变。而行星与重要点位落在天蝎座与金牛座的11度至15度之间的人将抓住那些必须面对的变化。如果行星与重要点位落在射手座、牡羊座、天秤座以及双子座的11度至15度之间，将可能因为别人的变化而受到影响。

　　我们将从真正的日月食开始前一个月左右就开始感受到它们的作用，因为据说一次日月食的能量强度几乎接近普通新月以及满月能量强度的十倍。日月食的影响时间也与日月食发生的时间长度成正比，而本次日全食将是在1991年到2132年之间发生的日食中持续时间最长的一次，也是中国地区300年才出现一次的奇观，因此影响周期也将长于普通年份的日全食，改变将无可避免。

[ 本帖最后由 镜子 于 2009-7-20 22:12 编辑 ]

chenfan1222

太长了 看了 1 篇  下次看 后面的 。