日全食-人生能得几回见课程.doc

日全食——人生能得几回见 李鉴 我想大家拿到这本杂志时，多半还没有见过日全食的盛况吧？尽管日全食出现在各种媒体上的频率并不比某些明星的曝光率低，但对生活在某一固定地点的我们而言，要想一睹它的风采，无疑比见到那些明星困难得多，因为即便在全球范围内看，日全食每年最多也只上演一两次，而且那动人心魄的精彩“演出”总是转瞬即逝，短暂得令人扼腕。 不过，日全食虽然看上去似乎难以捉摸，但由于地球绕太阳和月亮绕地球的公转运动都有一定的规律，因此日食和月食的发生也具有。 沙罗周期 古代的巴比伦人根据对日食的长期，发现日食的发生有一个223个朔望月的周期。这个223个朔望月的周期被称为沙罗周期沙罗一词在拉丁语里就是重复的意思。在这段时间内，太阳、月亮和黄白交点的相对位置在经常改变着，而经过之后，太阳、月亮又原来的，因此会相类似的日、月食。每个沙罗周期约71次食，包括日食43次，月食28次。 地球绕太阳、月亮绕地球的运动在深入理解沙罗周期之前，让我们先来熟悉几个天文学上的基本概念。有当太阳、月亮都运行到黄白交点的附近时，才有可能发生遮挡，形成日食或月食。且日食类型也不一定一样′（记得太阳在黄道上自西向东运动，每年运行一周），也就是说此时的太阳比第一次日食时偏西28′，结果导致月影扫在地球上的位置和第一次相比也有了变化，将向北或向南移动（取决于第一次日食发生在两个黄白交点的哪一点）。每经历一个沙罗周期，太阳就偏西27.2′，同时月影就向南或向北退行一些。直至太阳超出食限、月影离开地球，这个周期性的系列日食（称为一个）就结束了，之后即使再过一个沙罗周期也不会有类似的日食发生了。有12个不同的沙罗2009年将在我国境内上演的全食时间大约为7.5分钟的日食，就属于其中一个食系，分别曾1973、1991出现过。 其二，每过一个沙罗周期，日食的见食地点除了上述的南北移动之外，还有东西方向（即经度）的移动。这是因为一个沙罗周期的223个朔望月是6585.3211天，不是整数。举例来说，假设有一次甲地发生了日食，经过一个沙罗周期之后，将发生类似的日食，但是此时地球转动了6585.3211圈，这次的见食地点就不再是甲地，而是与它相距0.3211个地球周长而且位置偏西的乙地（因为地球自转方向是自西向东），易于算出乙地的经度要比甲地偏西120度左右。再过一个沙罗周期，见食地又将西移120度。所以甲地要想再次看到类似的日食（也就是这个沙罗食系内的日食），至少需在三个沙罗周期之后（54年34天）。但是由于月影在每个沙罗周期还有南北移动，三个沙罗周期后日食时的相对位置事实上不会返回甲地，必须经过300～400年左右，甲地才能再次看到日食。 °，780个周期后，累计的移动等于两个（平均）日食限（约34°），整个食系就宣告结束。 我国是世界上较早发现日食周期的国家之一。西汉末年刘歆总结出一种周期，认为135个月中要发生23次日食。大约从公元三世纪起我国就能预报日食初亏和复圆的方向，到了唐代对于日食的预报已经比较准确了。 这个附近有一定的限度，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。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。 ∠MTO＝β，它就是地球上所看到的日心与月心之间的最小角距离。 β＝∠MTO＝∠ATO＋∠MTF＋∠FTA，其中∠ATO即为太阳的视半径（记为S⊙），∠MTF即为月亮的视半径（记为S月），而∠FTA＝∠TFa－∠TAa。∠TFa实际上就是地球半径对月亮的张角π月（也就是说在月亮上观测时，地球的视半径），∠TAa则为地球半径对太阳的张角π⊙，可以很容易算出。 要想看到日全食，月亮必须全部进入Aa线之内（至少内切于Aa），此时∠mTO比∠MTO刚好小一个月球的视直径（2S月），即： ∠mTO＝S⊙－S月＋π月－π⊙ 已经从观测得到上述各量的平均值，带入数据：S⊙＝16′0?、⊙＝8.8?、′32.6?、′03?，可以求得： ∠MTO＝1°28′27?≈1.5°，∠mTO＝57′21? β的不同，就会产生不同的现象。 在朔月时，β如果小于1.5°，就会发生日偏食，′，将发生日环食。这里粗略计算时可以取其°09′，带入≈17°，对≈11.3°。这只是我们的粗略计算结果（忽略了地球、月亮轨道的偏心率和一些复杂的摄动），天文学家的精确计算表明，日食限的最大值为°3