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1，日月食怎么知道

这样吧，我告诉你最近的两次国内可见的日食时间： 2009年7月22日，长江流域有一次日全食，国内其余地区可见偏食； 2010年1月，华北地区有一次日环食，国内其余地区可见偏食。 最近几年国内可见的日食次数比较多，是个高峰期。另外基本上每次日食后的农历满月都会发生月食。而月食时，只要位于地球夜晚一侧的人都能看到月食。

日月食怎么知道

2，日食月食哪个发生几率大 原因是什么

　　在 天文现象 中日月食对我们来说也算比较常见的，日食通常发生在朔，即农历初一当日，而月食发生在每月满月时，那么日食月食哪个发生几率大？原因是什么？下面就由 星座知识 为大家揭晓下原因吧！ 　　 日食月食哪个发生几率大：日食比月食概率大 　　弗雷德·惠普尔的书《地球、月球和行星》上说，日食比较常见，它每年发生2到5次，但是地球上能看到全食的范围仅有几英里宽。在地球上的任何一个指定地点，日全食的发生率仅为每360年一次。 　　由地球的阴影产生的月食比日食更少见，然而每次月食大约能覆盖地球表面的大半部分。在任何指定地点，你每年能看到3次月食，但是有些年份连一次月食也看不到。在任何一个历年，食出现的最多次数是日食4次，月食3次。 　　 日食比月食多的原因 　　月球绕地球公转的轨道平面(白道面)和地球绕太阳的公转的轨道平面(黄道面)不平行，而是有一个5度9分的角度，称之为黄白交角。只有月亮再过黄白交点前后一段时间才能发生日月食。当月球过黄白交点前后16天一定会发生日食，16到18天可能会出现日食，18天以上不可能发生日食；只有在月亮过黄白交点前后9天一定发生月食，在9天到11天之间可能发生月食，在11天以上不可能发生月食。 　　在月亮过一次黄白交点前后的一段时间可以发生日月食的一段时期叫做“食季”，一个日食季大约为32天左右，月食季大约为20天左右，而一个朔望月是29.5306天。所以在一个食季中一定会发生1到2次日食，一个月食季中可能只有一次月食，或者没有。一年有两个食季，所以说，一年中会发生2到4次日食，0到2次月食，故日食的次数比月食多。

日食月食哪个发生几率大 原因是什么

3，日月食多少年一次

全球范围内日全食平均每1.5年也会有一次，对于同一地点而言，日全食出现的频率一般为300年左右，至于月全食，大约每一年半就会有一次月全食发生。就全球发生次数而言，一年内的日食其实比月食更多。从地球上看，太阳和月球各自运行的轨迹每隔半年会有一次相交，可能发生日食的时间段还比发生月食的时间段更长。一年内可能一次月食都没有，日食却必有两到五次，然而月食一旦发生，处在黑夜中的半个地球都能看到，月全食长达几十分钟乃至几小时，可观测范围和持续时间远大于日全食，所以在同一地点被看到的几率更高。

日月食多少年一次

4，日月食分别是什么

日食是月亮运动到了地球和太阳中间，月亮挡住了太阳光，于是出现日食。月食是地球运动到了太阳与月亮的中间，地球把从太阳射向月亮的光挡住了，而月亮本身不发光，所以出现月食
土地求饶着太阳转，月亮绕着地球转。 当他们三个在一条直线上的时候就会有“挡光”的现象。 地球在中间与两边，分别出现了奇妙的现象。。像月亮或太阳被吃掉了一样。。的日月食

5，什么是日食和月食

Posted under Ephemera黄道和白道（月亮围绕太阳行进的轨道）并不是互相平行的。如果你用两个呼啦圈来代表它们，它们应该是这个样子，相交的这两个点被称为月交点（南交点和北交点）。日月食的形成是因为一轮新月或者是满月在月交点附近出现。因为月亮和太阳都很靠近月交点，它们所在的位置可以很完美的与太阳一起投射出影子。在日食发生的过程中，月亮会投射出一个影子在地球上。在月食发生时，则是太阳投射影子在地球上。在占星学上，日月食的重要性每个月，都会有一次新月和一次满月。新月是月亮的新轮回的标志，或者是月亮增加自身光亮的那两个礼拜。我们可以利用这两个礼拜来播种（字面意义和隐含意义上的都算）。可以开始新的项目，买新的东西，认识和接触新的人。我们在这段时间对外界所展开的事物会慢慢的成长。农民伯伯们则会利用这段时间来种在地面上生长的植物（例如麦子）。日食是一种特殊形式上的新月。在日月食和满月之间的这段时间（大概两周），我们播下的种子，接下的新项目，接触的各种人和事，新定下的目标，将会在接下去的六个月中变得重要。满月是月亮的轮回达到顶点和月亮开始衰退的标志。在满月之后的两个星期，月亮的光芒逐渐消退。这段时间里，我们很适合静下心来，总结关于自身的事物，处理一些信息，放下一些我们不再需要的东西。是适合整理自身内在领域的一段时间。农民伯伯们经常用这段时间去种一些在地底下生长的植物（例如花生）。月食则是一种特殊形式的满月。我们做出的决定，放弃掉的东西，还有在月亮衰退期间我们所完成的事情，都将会在未来起到重要的作用。在这段时间里，我们非常适合戒掉一些不好的习惯。例如抽烟。总的来讲，满月和月食都是情绪高涨的时期，而且它们会给我们带来认知力。太阳和月亮，我们的主导精神和感情，各占天空的一边，互相对立好似对方是自己的一面镜子。在这段时间里，我们适合站在他人的立场观察和反省自己。你在日食和下一次满月之间可以做这些事情：拿出纸笔，找个舒服的地方，在那张纸上写下100件你想要的东西或者是你想做的事情。不要犹豫！不要让内在的自己告诉你，你不能得到这些。在第50项以后，想下一个事物就开始会变得困难，但你不要退缩。要积极地思考。你要想的是：“我会得到XXX”，而不是“我想要XXX”你可以写：我会找到一些新的朋友。我会以我的名字命名一座小岛。我会有我自己的公司。我会当自己的老板。我会拯救那些可怜的鲸鱼。我会买辆新车。我种的植物会活得健康长久。……当你完成了以后，把这张列表放在一个信封里，封好，然后在信封上写好日期，再把它放在你家里面一个神圣的地方。其实你也可以怀着神圣的心把它放在你的抽屉里（译者：=月食冥想：译：Felicity诺你可以在这次月蚀到下次新月来临期间完成这次冥想。就像日蚀罗列出的项目一样，除非它有点难度。这次，想想那些在你生命中你想要完结、想要将其结束的事情吧，比如——你想要签订的那份合同、想要完成的那项工作、想要终结的那种罪恶感、想要了断的那段关系，甚至是想要放弃吸烟这一恶习。花一些时间坐在静谧的角落独自思考。把自己内在的习惯、遭遇的问题、和面临的处境形象化，你甚至可以赋予他们名字和面孔!那个吸烟成瘾但始终想改善的我、那个本性温和却偶尔焦躁的我...想象二者在进行一场激烈的拔河比赛：双方各自手持绳子的一端僵持着，此刻，他们四目相对，却该如何更好的了解对方？他们要如何协作才能达到平衡？试想，如果每个人都放下绳子，情况会如何。译：其仔宇宙的能量已经协助你把旧的能量清除，而且还为你想要的新鲜事物腾出了空间。这就是冥想中最好的地方。

6，日月食在什么时候

7/22号
过了 ，555，我没看见
2009 年共有2次日食及3次月食： 日期 日食或月食的类型 1月26日 日环食 2月9日 半影月食 7月7日 半影月食 7月22日 日全食 8月6日 半影月食 其中1次月食及2次日食可以在香港见到，详情如下： 1月26日的日环食 (在香港只能够见到日偏食) 日食的情况 日期及时间 初亏 1月26日 17时09分 食甚 1月26日 18时04分 日落 1月26日 18时08分 7月22日的日全食 (在香港只能够见到日偏食) 日食的情况 日期及时间 初亏 7月22日 08时16分 食甚 7月22日 09时27分 复圆 7月22日 10时47分 2月9日的半影月食 半影月食的情况 日期及时间 半影食始 2月9日 20时38分 食甚 2月9日 22时39分 半影食终 2月10日 0时41分

7，日食与月食

现在流行的天文学理论认为，日月食是因为太阳、地球、月亮连成一条直线形成的。 这个理论受到挑战，因为解释不了以下现象。 从十五世纪到现在，有50次月食发生的时候，太阳、月亮同时还在天空上。 McCulluch地理记载：1717年9月20日，1837年4月20日，太阳还没下山，月亮就带着月食出现。 亨利·荷兰爵士的回忆录也指出，1837年4月20日，太阳还没下山，月亮就带着月食出现。 英国《每日电讯报》也记载类似事件，发生时间是1870年1月17日，以及同年7月。A为地球，C为月球。因为太阳光基本是平行的，所以地球的阴影应该是沿着绿色的线，形成D的阴影，而不是沿着黄色的线形成B的阴影。地球的大小是月球的四倍，所以阴影应该大得多，应该是D。月食的时候，我们看到的月球的阴影和月球几乎一样大，是B。 在日食的时候，假设A是月球，月球的阴影大小应该是D，然而我们看到的阴影大小却是B。 日食、月食的时候，阴影的大小都是不合理的。所以日月食都不是现代天文学解释的那样，日食是由于太阳、月球、地球形成一条直线，月食是因为太阳、地球、月球形成一条直线。 完全日全食，只能从地球上很小的区域看到。这个地区通常是160公里宽，16100公里长。这条轨道之外的区域可能会看到日偏食，而大多数地区将看不到任何东西。这些事实非常吻合地平模式的模型、太阳和月亮的距离和大小。 完全日食带，能够看得见完全日全食的地区称为完全日食带，在球形地图上是扭曲、散乱的波浪形的线条。 在地平模式的地图上则是圆圈。这是2017年8月21日在美国发生的日食。只有在深红色区域，这条宽约70英里（112公里）宽的日食带里，才看到100%的日全食。 月亮的直径是3476.28公里。也就是说一个3千4百多公里直径的物体，在地上产生了一个112公里宽的影子，月亮在地上的影子是自身大小的3%，这很不合理。根据常识，我们知道，影子总是比投射的物体要大，或者至少一样大。 对此，地球论是这样解释的，日全食的区域叫做本影，是小的影子，外面还有一圈的大的影子，叫做半影。地球论真是鬼话连篇。 日全食的持续时间差别很大，也说明日食不是月球阻挡在太阳和地球中间造成的。 最长的日全食，1955年6月20日，食甚持续时间：7分8秒。 最短的日全食，1928年5月19日及2043年4月10日，不足0.5秒。 NASA的科学家解释说，月亮在日食的时候，跑得更快，这么说月亮的速度是有时候快有时候慢的？再快也不可能0.5秒跑过去。 血月，是发生月全食的时候会出现的。月全食的时候，太阳被地球挡住，完全没有光线照到月亮，月亮变成明亮的红色是为什么？地球说认为是地球大气层的光线折射造成的，这样的解释是不能让人满意的。 不是因为有了地球论，人们才能够准确预测日月食。在日心说出现之前，天文学家已经能够准确的预测日月食，预测依据是观察、记录和周期。 公元1世纪，托勒密准确预言了日食，他主张地平论。 日月食是周期性现象。地平论者也能准确预测天体运动和事件。这和地球的形状无关。印度古代人说有两个暗星，罗睺和计都，日月食是由于天神罗睺（Rahu）吞食日月引起的，这个基于神话故事的解释也要比现代天文学毫无根据和逻辑的胡说八道要合理得多，至少提供了有可能性的线索。2015年3月20日，50名观察者乘坐飞机，在北大西洋上空观测了完全日全食。发现有很多泡泡，导致了日食的发生。印度古代人认为的罗睺、计都是真的。 观测证明，日食不是月亮引起的。日食是由泡泡，黑太阳引起的。太阳很小，就在大气层里面。 日食与月食，是地球论者认为地球是球形的重要证据，本文分析证明，这个证据破绽百出，反而可以作为大地是平的证据。 微信公共号：“廖一壶说” QQ群：641318587

8，日月食是一个什么现象

月食是月球在运动过程中发生的一种现象。月食是地球位于月球与太阳之间时，月球进入地球的阴影中，被地球所遮掩时的天象。由于地球本影很长，在月球轨道处，地球本影的宽度约为月球直径的2.7倍。因此，月食只有全食和偏食两种，没有环食。月球全部钻进地球本影，就发生月全食；月球在地球本影的边缘掠过，只有一部分进入本影，就形成月偏食。 地影除了本影外，也有半影，月球落入地球半影区时，也会形成“半影食”，但肉眼一般觉察不到半影食时月球亮度的变化。全食的月球并非完全看不见，由于穿过地球低层大气的阳光受到折射，进入地球本影，投射到月球上，月球会表现出红铜的颜色。 月食的过程和日食的过程有些不同。月球自西向东运动，它在东边缘先接触地影，因此月食总是从月轮的东边缘开始。与日全食一样，月全食分为相同的5个阶段（初亏、食即、食甚、生光、复圆），从食即到生光的全食时间长达1小时以上。朝向月球的半个地球上见到的月食的时刻和情况完全一样，正如舞台上的灯泡渐暗至熄灭的过程，对于剧场内的所有观众都是一样，并且会同时看到。
太阳 地球 月亮 3点成一线
月食是月球绕地球旋转，地球绕太阳旋转时，地球恰好处于太阳与月球的中间，这时的天文现象就叫月食。 日食是月球恰好处于太阳与地球的中间，这时的天文现象就叫日食。

9，日食和月食是怎么回事

日食和月食一、日月食现象日月食和天体影锥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。http://www.astron.sh.cn/picbase/solar/eclipse.html图片

10，日月食是什么意思

日全食日全食绝不是什么罕见的事情，大约每一年半就在世界的某个地方发生一次日全食。当发生日食时，月球正运行在地球和太阳中间，月球椭圆形的影子投影到地球表面。由于地球和月球都在运动，所以月球的影子以很快的速度扫过地球表面。在投影扫过的区域内，人们就可以看到日全食。扫过的这片长条形区域成为全食带。由于全食带很窄，一般仅有200公里左右，所以对于在地球上某一特定区域的人们来说，要约300年才能见到一次日全食。日食的开始是默默无闻的。在太阳的西边缘，由月影产生一个小小的缺口，这意味着月球已开始侵占太阳表面了。这个小缺口在逐渐增大，直到约一个半小时后，太阳的表面几乎完全被侵占，只剩一条峨眉月形的亮带。以上构成了日食的偏食阶段。接下来直到全食发生的几分钟是很壮观的：气温骤然下降、天空变暗、群星浮现、一团淡黄色的薄雾笼罩着远方的地平线。鸟儿们由于突然来临的黑暗而不知所措，四处乱蹿寻找着自己的家。一切都好像在刹那间肃静了下来。当窄窄的弯月行的光边穿过月面上粗糙不平的谷地时，就变成一系列的小珠子。这些光斑成为“贝利珠”。其实，早在英国天文学家Francis Baily对这一现象进行研究之前，美国天文学家Samuel Williams 就观测到并对“贝利珠”这一现象做了解释。在全食期间，人们就可以看到太阳的外层大气。这层大气称为日冕，颜色象白色的珍珠，有纤维状的羽毛似的特征物。难怪古埃及人把太阳看做是有翼的。有可能是他们在观察了日全食后来这样推测的。如果你用个天文望远镜或双筒望远镜，你就会看到日冕中奇妙的景色。很可能在太阳的边缘看到粉色的日珥。日冕和日珥都是太阳活动的重要特征。偶尔还能看到亮粉色象喷泉似的日珥从太阳黑子的边缘喷出。在日食发生的几分钟内，这些日珥看上去是不动的。环绕在太阳周围的日冕本身，就是太阳激烈活动的结果。在全食期间，通常会看到日冕延伸到2个或多个太阳半径的地方。一次日食和另一次日食所看到的日冕的形状是不同的。我们已经知道日冕中有一种簇状的结构是由太阳内部及太阳黑子处的强大磁场引起的。在太阳黑子极小期，它在赤道处表现为长条状，在两极为刷子形的纤维状。在太阳黑子极大期，日冕几乎成对称分布，有点儿象大丽花瓣的形状。
日月全被吃掉了的意思
日食一定发生在朔，即农历初一当日。此时月球位於地球和太阳之间时，但因地球轨道（黄道）与月球轨道（白道）成5°9′交角，故并非每次朔日皆有日食发生，而日食发生时，日月两者皆一定在「黄白交点」（升交点或降交点）附近发生。日食发生在新月时，也就是农历初一左右。相反月食发生在每月十五左右的满月时。这时，月球运行进地球的阴影中。由于地球在月球轨道处的投影总比月球大，所以月环食的情况是不会发生的。月全食每13.5个月发生一次，月偏食的情况少些，约22个月一次。真心作答望采纳，谢谢。

11，日月食是什么

日食和月食的“季节”。日食一定发生在朔，即农历初一当日。此时月球位于地球和太阳之间，但因太阳轨道（黄道）与月球轨道（白道）成5°9交角，故并非每次朔日皆有日食发生，而日食发生时，日月两者皆一定在“黄白交点”（升交点或降交点）附近。 日、月食的发生必须是新月和满月出现在黄白交点的一定界限之内，这个界限就叫做“食限”。计算表明，对日食而言，如果新月在黄道和白道的交点附近18度左右的范围内，就可能发生日食；如果新月在黄道和白道的交点附近16度左右的范围内，则一定有日食发生。 对月食而言，如果望月在黄道和白道的交点附近12度左右的范围内，就可能发生月食；如果望月在黄道和白道的交点附近10度左右的范围内，则一定有月食发生。 由于黄道和白道的交点有两个，这两个交点相距180度，所以一年之中有两段时间可能发生日食和月食，这两段时间都称为“食季”，它们相距半年。 太阳每天在黄道上向东移动约1度，由于日食的食限为18度左右的范围，太阳从黄道和白道交点以西的18度运行到黄道和自道交点以东的18度，大约需要36天，也就是说日食的每一个食季为36天。对于月食而言，它的食限为12度左右，因此月食的每一个食季就只有24天。发生日全食是因为太阳靠近月球轨道与地球轨道的的一个交点，而同时月球在距此点的最近的点上。发生日环食是因为太阳靠近月球轨道与地球轨道的的一个交点，而同时月球在距此点的最远的点上。食既从初亏开始，就是偏食阶段了。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著下降。当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。此时整个太阳圆面被遮住，因此，食既也就是日全食开始的时刻。 之所以会发生日全食，是因为存在一种神奇的对称性。太阳的直径是月亮的400倍，而它距地球的距离正好也是月亮的400倍。结果，当月亮完全处于地球和太阳之间时，对那些完全处于月亮阴影中的人来说，太阳的表面便被完全遮挡了。太阳变成了黑色，只留下一个金色的光环，天空变成了靛青色。鸟儿此时会失去方向，或者会飞回巢中，蝙蝠和其它夜行动物则可能睡眼惺忪地出来活动。
土地求饶着太阳转，月亮绕着地球转。 当他们三个在一条直线上的时候就会有“挡光”的现象。 地球在中间与两边，分别出现了奇妙的现象。。像月亮或太阳被吃掉了一样。。的日月食
日食是月球位于太阳和地球之间，月亮的影子落在地球上使得地球上部分地区全部或部分看不到太阳。发生全食或偏食。由于月球绕地轨道是一个椭圆，当运行到距离地球较远的地方影象较小，只能遮挡太阳的中心部分而露出边缘，形成环状的太阳称为环食。 月食是地球位于太阳和月球之间。地球遮挡了太阳光，使得月球全部或部分变暗（由于地球的体积巨大不可能只挡住月球的中心部分，因此不会发生月环食！） 由于太阳发出的带电离子流在地球磁场的作用下可改变运动方向绕过地球到月球表面轰击月面发光。所以月食的时候是可以看到月亮，只是变成了古铜色
http://baike.baidu.com/view/390699.html?wtp=tt
太阳射到地球的光被太阳和地球中间的月球挡住，行成一片阴影，这就是日食。 当 地球在太阳和月球中间时，月球在地球的阴暗面我们看不到月球，这就是 月食。

12，为什么会出现日月食

月食指月球进入地球影锥之际所出现的天象。月全食都出现在望月之夜，由于地球大气层对太阳光的折射使部分红光到达月球视圆面，致使月全食的月面成铜红色。每年发生的月食为2到5次，月球自身不发光，所以当月食发生之际，处于夜半球的居民都能看到月食。月食有月全食，月偏食以及半影月食三种。月食出现在望月，当地球在日月之间，由于黄道和白道之交角为509”，因而只有少数望月才能出现月食。只有月球和太阳同黄纬之际，地球的影子才会触及月球表面。 地球的直径约为月球的4倍，在月球轨道处地球本影的直径约为月球直径的2.5倍左右， 因而不会出现月环食现象。当地球本影遮住月球的一部分之际，出现月偏食，月球全部进入地球本影之际出现月全食。月球进入地球的半影区之际，出现半影月食。 每世纪内月全食出现的次数为70.4次，占月食次数的28.94%；每世纪月偏食出现的次数为83.3次，占34.46%；每世纪半影月食出现的次数为89.0次，占36.60%。
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。
自然天象，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。
初亏由于月亮自西向东绕地球运转，所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。当月亮的东边缘刚接触到太阳圆面的瞬间（即月面的东边缘与月面的西边缘相外切的时刻），称为初亏。初亏也就是日食过程开始的时刻。 食既从初亏开始，就是偏食阶段了。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著下降。当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。此时整个太阳圆面被遮住，因此，食既也就是日全食开始的时刻。 在太阳将要被月亮完全挡住时，在日面的东边缘会突然出现一弧像钻石似的光芒，好像钻石戒指上引人注目的闪耀光芒，这就是钻石环，同时在瞬间形成为一串发光的亮点，像一串光辉夺目的珍珠高高地悬挂在漆黑的天空中，这种现象叫做珍珠食，英国天文学家倍利最早描述了这种现象，因此又称为倍利珠。这是由于月球表面有许多崎岖不平的山峰，当阳光照射到月球边缘时，就形成了倍利珠现象。倍利珠出现的时间很短，通常只有一二秒钟，紧接着太阳光就全部被遮盖住而发生日全食了。

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