日食

当月球完全遮挡太阳的时候，就会发生日全食。图为1999年日食。在月球阴影边缘呈红色的日珥以及丝状日冕都清晰可见。

日食，又作日蚀、日噬，指的是当月球完全或部分遮挡太阳光时，在地球上部分地区所能见到的天文现象，为食的一种。日食只有在月球运行至太阳和地球之间、最接近黄道平面时发生。月球完全遮掩太阳的现象称为日全食，部分遮掩太阳的现象则称为日偏食或日环食。

科学早已发现日食是一种自然现象，但对于不少古老和现代文化来说，日食却是一种会带来厄运的超自然现象。日全食使得天空在大白天下骤然变黑，在一个不了解日食之天文学原理的文化里是一件骇人之事。

直接注视太阳会对眼睛造成永久性损伤，甚至会致盲，所以在观测日食时须采用特别的保护方法。只有在日全食的食甚期间才能安全地用肉眼直视太阳。鲜有发生的日全食，特别是只有几分钟之长的食甚，往往会吸引世界各地的游客远道而来观赏。

## 原理

太阳、月亮、地球三者要更准确地对齐，才会发生日全食。

月球必须先抵达黄白交点，也必须和新月的发生时间交汇，不仅如此，月球的轨道呈椭圆形，地月距离时近时远，所以月球的角直径时大时小。只有在月球足够靠近地球时，才有可能完全遮掩太阳，发生日全食。日全食期间，月球落在地球上的本影会扫出一条细长的路径，只有在此路径上的地点才能看到食甚，所以日全食对于地球上任何单一地点都是一件极为罕见的现象。

假如月球轨道为正圆形，离地球更近一点，而且轨道平面与黄道平面相同，那么每次新月（又称朔）时都会发生日全食。不过，月球的轨道平面与地球的轨道平面的夹角大约在5°以上，所以月球所投下的阴影通常都不会落在地球表面上。要在地球上看到日食，朔时的月球必须正好靠近黄道。月球每27.21天与黄道相交两次，新月则每隔29.53天发生一次，所以两者俱全可谓是特殊情况。日食（和月食）只有在食季才会发生，每年至少两次，最多五次。日全食则每年最多只能发生两次。

## 种类

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日食共有以下四种：

- 日全食：日、月、地连成一线，月球完全遮掩太阳圆盘强烈的光芒，此时日冕肉眼可见。每次日全食发生时，地球上只有一条细长的区域能看到食甚，此区域称为全食带。
- 日环食：日、月、地连成一线，但月球的角直径比太阳小，无法完全遮掩太阳圆盘。太阳未被遮掩的部分呈环形，中间则是月球的阴影。
- 全环食，又称混合型日食：地球上某些地方看到全食，某些地方则看到环食。这种日食较为罕见。
- 日偏食：月球只是遮蔽太阳圆盘的一部分。在日全食和日环食期间，地球上只有一条细长的区域能看到全食或环食，地球其余大部分地区则会看到偏食。除此之外，有的日食无论在地球何处都只能看到偏食，那是因为月球投下的本影没有落在地球表面，而是在地球的北极或南极上空。日偏食期间很难察觉太阳亮度的降低，甚至当太阳圆盘99%的面积被覆盖，亮度仍然相当于曙光。

地球与太阳的距离约是地球与月球距离的四百倍，且太阳的直径也约是月球直径的四百倍。由于这两个比例相当接近，所以我们从地球观测日月时，两者的大小大略相等，角直径约等于0.5°。

广义地来说，日食还可以指在地球以外看到太阳被其他天体遮掩的现象，如1969年阿波罗12号太空人所拍摄到的地球食日，还有2006年卡西尼-惠更斯号探测器所拍摄到的土星食日。

月球的公转轨道呈轻微椭圆形，因此从地球上看到的月球大小是会波动变化的。日食期间月球角直径与太阳角直径之比，称为食分。假如日食发生时月球位于近地点附近，月球的大小足以覆盖太阳光球，就有可能发生日全食。日全食的食分大于或等于一。相反，假如日食发生时月球位于远地点附近，月球的大小不足以覆盖整个太阳，就只能发生日环食。日环食的食分小于一。

同理，地球的公转轨道也呈椭圆形，所以从地球上看到的太阳大小也会在一年内波动变化，但变化幅度不如月球。地球每年1月初抵达近日点，此时更易发生日环食；地球每年7月初抵达远日点，此时更易发生日全食。

地球为球形，不同地区与月亮之间的距离并不同，月球的角直径也会不同。如果食分在日食过程的最初和最后小于一，但在中点附近大于一，那么在中点附近的地区可看到全食，最初和最后的地区则会看到环食。此类日食的全食带和环食带又窄又短。2023年4月20日全环食的食甚时长仅仅超过一分钟。

### 中心日食

日食过程中不同阶段所看到的日月相对位置和大小。黑色圆圈代表月球的阴影，黄色圆圈则代表太阳光球。大小不按实际比例。

日全食、日环食和全环食往往会统称为“中心日食”。不过，这并不完全准确：中心日食指的是月球本影中线与地球表面相交的日食，但也有可能只有本影不包括中线的一部分落在地球表面上。这种情形极为罕见，称为“非中心日全食”或“非中心日环食”。月球本影中线离地球中心的距离可以用中心距（γ）来表达。上一次非中心日环食发生在2014年4月29日，下一次非中心日全食将会在2043年4月9日发生。

日全食共有以下五个阶段：

- 初亏：月球东沿与太阳西沿相切，日食开始。
- 食既：月球东沿与太阳东沿相切，几乎整个太阳圆盘被遮掩，产生钻石环现象。太阳光从月球山谷中透出，产生倍里珠现象。
- 食甚：整个太阳被遮蔽，只见日冕。
- 生光：月球西沿与太阳西沿相切，露出太阳光，又一次可见钻石环和倍里珠现象。
- 复圆：月球西沿与太阳东沿相切，月球不再阻挡太阳圆盘，日食结束。

## 预测

### 几何条件

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如右图所示，月球运行至太阳和地球之间，三者对齐时，就会发生日食。地月之间的深黑色阴影是月球的本影，此范围内的太阳光被完全阻挡。本影锥尖端与地球表面相交之处正正就是可以看到日全食的范围。本影以外的浅灰色阴影是月球的半影，此范围内会看到日偏食。如果地月距离太远，本影锥未能与地表相交，则在伪本影和地表相交处可以看到日环食。

月球轨道平面和地球轨道平面（黄道平面）之间的夹角在5°以上，所以在新月时，月亮一般会在太阳以北或以南掠过。在新月的同时，月球必须要接近黄道（轨道交点）才会发生日食。

月球绕地球的公转轨道为椭圆形，地月距离在平均值上下还会波动6%左右，月亮的角直径也会随之变化。同理，地球绕太阳的公转轨道也是椭圆形的，因此太阳的角直径也会在一年内波动，但幅度比月球角直径的变化幅度小。日全食只有在月球的角直径比太阳大时才会发生，反之，日环食只有在月球的角直径比太阳小时才会发生。平均来说，从地球看的月亮比太阳稍小，所以大部分（约六成）中心日食都是日环食。

月球｜太阳

近地点｜远地点｜近日点｜远日点

平均直径｜1737.10km｜696000km

距离｜363104km｜405696km｜147098070km｜152097700km

角直径｜33' 30"(0.5583°)｜29' 26"(0.4905°)｜32' 42"(0.5450°)｜31' 36"(0.5267°)

相对大小示意图｜

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从大至小排序｜第一｜第四｜第二｜第三

相对惯性参考系来说，月球大约每27.3天绕地球公转一周，这称为恒星月。另一方面，地球在一个恒星月内还会绕太阳运行一段距离，所以两个新月之间的时间比恒星月更长，约为29.5天，这称为朔望月，也就是月亮盈亏周期的长度。

月球的轨道与黄道平面有两个交点：月球在升交点从南至北越过黄道平面，并在降交点从北至南越过黄道平面。在太阳引力的作用下，这两个交点会绕地球缓慢逆行，每18.6年为一周。从而，月球两次经过升交点之间的时长比一个恒星月稍短，这称为交点月。

最后，月球的近地点也在绕地球顺行进动，每8.85年为一周。月球两次经过近地点之间的时长比一个恒星月稍短，称为近点月。

月球的两个轨道交点正好相隔180°，所以在一年内只有相隔约六个月（173.3天）的两个时段内才有可能发生日食，这称为食季。每个食季都一定会发生一次日食。一个食季期间可能会有两个连续的新月，各形成一次日食。如此一来，一年以内最多可发生五次日食。

日食的必要条件是，太阳必须和月球轨道交点相隔不超过15°至18°，中心日食则需要不超过10°至12°度，这就是所谓的食极限。由于日月大小都会波动，所以食极限的数值是以区间表达。在月球两次经过轨道交点的时间（一个交点月）内，太阳相对于交点会移动29°。从食极限可推算，日食能够发生的太阳角度区间为36°，中心日食能够发生的太阳角度则是24°，所以有可能发生相隔一个月的两次日偏食，或更罕见的一次日偏食和一次中心日食。

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### 路径

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在日全食（日环食）的过程中，月球的本影（伪本影）从西至东快速扫过地球表面。地球从西至东自转，在赤道表面的自转速度约为每秒470米；月球同样从西至东绕地球公转，其轨道速度约为每秒1,000米。因此，本影在地球表面的路径大体是从西至东，速度为月球的公转速度与地球表面的自转速度之差。本影扫过地球两极地区时会有例外情况，详见2021年6月10日日食和2021年12月4日日食。

全食带（或环食带）的宽度是由太阳和月亮的相对角直径来决定。如果日全食是在月球处于近地点的时候发生，则全食带的宽度可高达267公里，食甚可超过7分钟之长。在全食带以外有一大片地区可以观测到日偏食。本影（全食带）在地球表面的宽度一般在100至160公里间，而相比之下，半影（可看到偏食的地区）的宽度则超过6,400公里。

贝塞尔根数是用于预测在地球各地能看到的日食种类的一组数字。利用这组数字，可得出月球本影在地表上的确切形状和大小。不过，阴影落在哪几条经线上，则和地球的自转有关。地球的自转速度并不均匀，整体趋势是在减慢。天文学家在预测未来日食或推算过去的日食时，会利用一个记作ΔT的数值。地球自转越慢，ΔT就越高。未来的ΔT值只能粗略估算，所以天文学家只能准确预测未来某日是否会出现日全食，却不能准确预测能看到日全食的地区。从历史上人类对日食的记录可推算出过去的ΔT值，从而得出地球自转速度的变化历史。

### 时长

日全食的食甚时长由以下几项条件所决定（依重要性排列）：

- 月球位于近地点，从而月亮角直径最大。
- 地球位于远日点，从而太阳角直径最小。
- 日食的中点发生在地球赤道，即地球自转速度最高处。
- 日食中点的本影移动方向与地球自转方向对齐，即朝正东。
- 日食的中点发生在日下点，即地球表面最接近太阳的地方。

依据以上条件所推算出的最长日全食将发生在2186年7月16日，食甚时长为7分29秒，在圭亚那北部可见。

## 周期

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日全食是一种非常罕见的天文现象。虽然在整个地球上平均每18个月左右就会发生一次日全食，但在某个特定地点要等上平均360至410年才会发生一次日全食。月球本影在地表上移动的速度极快（时速超过1,700公里），所以在任何固定地点所能看到的日全食食甚阶段都最多只有几分钟之长。目前的食甚时长上限为7分32秒。此数值会随时间变化，整体有下降的趋势。等到8千纪（即公元7000年至7999年），届时的日全食食甚都预计不会超过7分2秒。最近一次食甚超过7分钟的日全食发生在1973年6月30日（7分3秒）。当时有一架和谐式客机沿着月球本影的路径高速飞行，机上所观测到的食甚阶段长达74分钟。下一次食甚超过7分钟的日全食将会发生在2150年6月25日日食（7分14秒）。在公元前3000年至公元8000年共1万1千年间，食甚时间最长的日全食是2186年7月16日（7分29秒）。20世纪期间食甚最长的日全食是1955年6月20日日食（7分8秒），而21世纪则没有任何食甚超过7分钟的日全食。

天文学家可以通过交食周期来预测日食，其中以沙罗周期较为准确。一个沙罗周期为6,585.3天（18年有余），日食发生的规律每过这段时间就会几乎一模一样地重复一次。每次重复时的不同之处包括：月球影子在地球上的经度会向西偏移120°（因为周期时长比整数多出0.3天），且在纬度上有少许偏移（奇数周期偏南，偶数周期则偏北）。沙罗系列指的是相隔整整一个沙罗周期发生的一系列日食。同一个沙罗系列里的日食规律如下：第一个日食是在地球的一极发生的日偏食，接着有若干在地球各地发生的日环食或日全食，最后一个日食是在另一极发生的日偏食。整个沙罗系列每1,226至1,550年重复一次，共含69至87次日食，其中40至60次为中心日食。

### 每年发生次数

每年共有两个食季，每食季至少会发生一次日食。每公历年会发生最少两次、最多五次日食。自从1582年格里历采用以来，曾发生过五次日食的年份有：1693年、1758年、1805年、1823年、1870年和1935年。下一次有五次日食的年份是2206年。每个世纪内的日食总数约为240次。

以下列出1935年共五次日食的示意图。每一条浅蓝线代表日食最甚时太阳被遮蔽的面积比例，从外至内，第一条线为0%（可以看到日偏食的区域的边缘），第二条线为20%，第三条线为40%，如此类推。红线勾画出的细长区域是环食带。粉红线勾画出的区域是在日出或日落过程中看到日食的区域。

1月5日｜2月3日｜6月30日｜7月30日｜12月25日

偏食（南半球）｜偏食（北半球）｜偏食（北半球）｜偏食（南半球）｜环食（南半球）

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第111沙罗系列｜

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第149沙罗系列｜

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第116沙罗系列｜

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第154沙罗系列｜

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第121沙罗系列

### 日全食将不再出现

地球上之所以可以发生日全食，是因为在地球上观测的月球比太阳大。由于潮汐加速的缘故，地月距离每年平均增加约3.8厘米。数百万年前，月球离地球更近，角直径从来不会小于太阳，所以不可能出现日环食。同理，数百万年以后，月球离地球更远，角直径不再会大于或等于太阳，所以不可能再出现日全食。最后一次日全食预计将于6.5亿年至14亿年后发生。

## 历史记录

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古代对日食的记载对历史学家来说有重要的意义，因为通过日食的发生日期，可以准确地确定历史事件的发生年日以及古代历法与现代历法之间的关系。例如，亚述人所记载发生于公元前763年6月15日的一场日食，对古近东历史年表的准确定年起到了重要作用。据剑桥大学学者研究，《约书亚记》10章13节所描述的正是前1207年10月30日发生的日环食。《左传》等古籍所记载发生于约4千年前夏朝的仲康日食是有历史记录的最早日食。由于一些古代大洪水传说也提到了日全食，所以考古学家布鲁斯·马斯（Bruce Masse）猜测，在前2807年5月10日有一颗陨石坠落于印度洋，引发海啸。

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人类历史上有不少文化都把日食视为某种徴兆。古希腊史学家希罗多德记载，米利都的泰利斯准确地预测了正好发生在米底和吕底亚战役期间的一场日食。交战双方在日食之下放下武器，当即停战。虽然学者尚未确定这场日食的确切年日，但最有可能的是在前585年5月28日发生的日食，在位于小亚细亚的克泽尔河附近可见。希罗多德还记载了薛西斯一世出兵征伐希腊前发生了一场日食。历史学家一般认为该场战役发生在前480年，而天文学家约翰·罗素·欣德则认为日食是前478年2月17日在萨第斯可见的日环食。另一个可能性是前480年可见于波斯的日偏食。希罗多德也记载了波斯第二次入侵希腊期间在斯巴达发生的一次日食，但此次日食的日期（前477年8月1日）与历史学家公认的战役日期并不相符。

中国自古以来便有详细的日食记录。《墨子·非攻下》记载：“昔者三苗大乱，天命殛之，日妖宵出......”这描述了大禹在建立夏朝之前平定三苗作乱期间“夜晚日出”的现象。《尚书》记载：“惟仲康肇位四海......乃季秋月朔，辰弗集于房，瞽奏鼓，啬夫驰，庶人走。”描述夏朝第四任君主仲康在位期间，日月在房相食。有学者利用这些日食来判定夏朝的确切年代（距今四千多年），为夏商周断代工程的一部分。这些对日食的记载夹杂在传说之中，且许多文献的原本现已失传，因此具体真实性存疑。在殷墟出土的商朝甲骨文记载了“三焰食日大星”的现象。有学者把“三焰”理解为日全食期间肉眼可见的日冕，有把日期定为前1302年6月5日，也有定为前1250年3月4日。不过，这片甲骨文的文字也可以理解为天气从阴转晴，而不是描述日食。到了西周，单在《春秋》就可找到37处有关日食的描述，人们开始连续记录日食。《竹书纪年》记载：“周昭王十九年，天大曀，雉兔皆震，丧六师于汉。”描述的是前10世纪发生的一次日全食。战国时期魏国天文学家石申描述如何利用日月运行的位置来预测日食和月食。可惜战国至秦朝的许多日食记录今已失传，但西汉至明朝期间的记录则十分完整。到了清朝，日食记录还包括覆盖程度和确切时间。

《圣经》描述，耶稣被钉十字架时全天黑暗。有学者将其理解为日食，并以此判断圣周五的确切年日，但研究尚无定论。圣周五正值逾越节，而逾越节一向是满月之日，不可能发生日食。除此之外，圣经记载的黑暗一共持续了三个小时，而日全食的食甚阶段则不可能超过8分钟，两者相差甚远。公元800年之前在西半球记载的日食寥寥无几，要待中世纪阿拉伯天文学家和西方修道士观测天象起才有记录。开罗天文学家伊本·尤努斯写道，天文学和伊斯兰教法有许多相通之处，其中计算日食和月食的时间，能让教徒知道什么时候要行日月食拜。968年在君士坦丁堡发生的一次日食，是人类最早用文字记载看到日冕。

1706年，人们在法国首次利用望远镜观测日全食。九年之后，英国天文学家爱德蒙·哈雷准确预测并观测了1715年5月3日日食。19世纪中叶，天文学家通过在日全食时观测日冕，逐渐完善了人类对太阳的了解。1842年7月8日日食后，天文学家终于把日冕归为太阳大气的一部分。1851年7月28日日食为首次用摄影（银版摄影法）观测的日全食，1868年8月18日日食则是首次利用光谱仪观测的日全食，天文学家由此得知太阳大气的成分。

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## 观测

直视太阳的光球（太阳最亮的圆盘部分），在几秒钟之内就会对视网膜造成永久性日光性视网膜病变，导致视觉受损甚至失明。由于视网膜本身并无感痛能力，损伤后的症状也可能要等几个小时后才会呈现出来，所以尽管日光在破坏视网膜，也可能浑然不知。

一般情况下，太阳光太刺眼，很难直视。然而在日食期间，大部分日光被遮掩，此时不少人会想直视太阳。无论日食与否，用肉眼直视太阳都是极其危险的；唯一可以直视的时候，是在日全食的食甚，太阳圆盘被完全遮掩的时候（日偏食和日环食都不存在这一阶段）。通过望远镜、相机的光学取景器等仪器观看太阳也是十分危险，不到一秒便会造成永久性视力损伤。

### 日偏食和日环食

日食眼镜可以阻挡对眼睛有害的强光，可以通过它来观测整个日食过程。日全食食甚期间可以摘下眼镜，直接看被完全遮蔽的太阳。

观测日偏食、日环食以及日全食食甚以外的任何阶段，都必须佩戴特殊的眼镜，或利用其他间接的方式，从而避免直视阳光。透过特殊的滤光片阻挡大部分的阳光后，才可用肉眼观测太阳圆盘。透过普通太阳眼镜（墨镜）观测太阳，仍然是不安全的。许多自制滤光片都是不安全的，包括拆开来的磁盘、光碟、黑色幻灯片、黑玻璃等等。

间接观测太阳圆盘，才是最安全的方法。其中一种方法是将太阳的影像用望远镜或针孔投影法（纸板上钻直径1毫米小孔）投影到一张白纸或卡片上。除了观测日食以外，此方法还可以用于观测太阳黑子。观测期间必须避免直接通过投影器（望远镜或针孔）直视阳光。另一种方法是用摄影机或相机对着太阳，并从荧幕上观测日食，不过相机长时间对着太阳可能会受损坏。摄像机或相机上的光学取景器是一组普通透镜，因此也不能用于安全观测太阳。在镜头前稳固地附上14号焊工玻璃，能有效保护相机；在望远镜或光学取景器前附上焊工玻璃，就能安全地用肉眼观测太阳，但必须保证安装尤其牢固。

在偏食期间，天空不会完全变黑，日冕也并不可见。如果太阳圆盘的掩盖率较高，天空会稍微转暗。当掩盖率超过四分之三时，天空的亮度会如阴天般，但地上的阴影却有着清晰的轮廓。

### 食甚

日全食期间，当太阳光球只剩一线时，就会出现倍里珠的现象。这一串串的光芒是太阳光在月球表面山峰之间透出所形成的。此后只剩最后一道光，又称“钻石指环”，食甚随即开始。

食甚期间，整个太阳光球被月球遮蔽，因此是唯一能用肉眼直接安全观看的日食阶段。食甚发生的前后阶段，都是不能用肉眼直视的。食甚期间，用特殊滤光片是看不见暗淡的太阳的。相对于太阳圆盘暗得多的日冕此时清晰可见，另外还有可能看见红色的色球、日珥，甚至可能看到耀斑。食甚结束时，以上现象将在月球的另一边以相反的顺序逐一发生。

### 摄影

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日食可以用普通的相机拍摄。要清晰拍到日月圆盘和细节，须用高倍率长焦距镜头（35毫米相机须用至少200毫米焦距）。要使圆盘充满整个相框，所需镜头更长（500毫米以上）。通过相机的光学取景器观看太阳，会破坏视网膜。就算不用光学取景器，也应安装太阳滤光片，因为强烈的太阳光会对数码感光元件造成损坏。

## 其他观测内容

日全食的食甚阶段是能看到日冕（太阳大气外层）的难得机会。由于太阳光球的亮度在一般情况下比日冕高得多，所以日冕通常是不可见的。在太阳周期的不同阶段，日冕的形状会有所不同，有时小而对称，有时则大而绒绒状，确切形状很难提前预测。

日偏食期间，阳光透过树叶间隙，每个间隙就如针孔相机，会在地上投影出一个个偏食的映像。

当太阳被遮掩到只剩一线时（比如在食甚前后），在地上可看见一条条波动的阴影带，就如泳池底的波动影子一样。这种现象的原理是，呈线形的日光是一种各向异性的光源，能够经折射显现出大气的自然波动。

### 1919年日食

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科学家通过观测1919年5月29日日食，为爱因斯坦的广义相对论提供了有力的实验证据。太阳当天正位于金牛座内，食甚期间，太阳附近的恒星开始显现。亚瑟·爱丁顿就在此时拍摄了金牛座恒星的位置，并与太阳不在时的金牛座恒星位置相对比，两者之差证实了广义相对论所预测的引力透镜现象。爱丁顿受到了当时仪器的限制，所做的测量准确性不高。20世纪下半叶，引力透镜的真实性终于得到明确的证实。

### 引力异常

科学家在日食（特别是日全食）期间进行有关引力的实验，已有几十年历史。莫里斯·阿莱分别在1954和1959年表示在日食期间，物体会进行难以解释的运动，是为阿莱效应。这一现象究竟是否真的存在，目前仍有争议。1970年，埃尔温·萨克斯尔和米尔德丽德·艾伦观测到扭摆在日食期间发生突然的运动，是为萨克斯尔效应。

王谦身等学者在1997年日食期间所做的引力测量似乎暗示著某种引力屏蔽效应，在学术界引起了争议。王在2002年又和一些学者发表了详细的数据分析，并指出该现象仍然是个未解之谜。

### 日食和凌日

理论上，日食和行星凌日现象是完全可以同时发生的。然而，这两种天象本身就十分罕见，而且持续时间短，因此两者同时发生更是千载难逢。根据计算预测，下一次日食和水星凌日同时发生，将会是6757年7月5日；下一次日食和金星凌日同时发生，将会是15232年4月5日。

相对来说更常见的，是行星（特别是水星或金星）和日食相合，即太阳被完全遮蔽时，原本因烈日而不可见的行星这时候出现在日月旁边。某些科学家曾经因为水星轨道的异常变化而提出猜想，在水星的轨道以内可能还有一颗距离太阳更近的行星，一般名为祝融星。唯一能够观测到祝融星的方法，是观测其凌日，或在日全食期间直接观测它。人们至今还没有发现这样的行星，而且水星轨道的变化已能通过广义相对论完全解释，无须额外行星存在。

### 人造卫星

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从地球表面可以看见人造卫星“食日”（凌日）的现象，但这些卫星都不足以遮蔽整个太阳圆盘。比如，卫星要在国际太空站的高度遮掩整个太阳，其直径至少为3.35公里。卫星凌日并不容易看到，因为可见区域非常狭窄，且凌日时长一般仅仅为一秒钟左右。和行星凌日的现象一样，太阳变暗的程度是不可目测的。从地表观看国际太空站横跨太阳圆盘的整个直径，持续时间约为1至8秒，其中以日出或日落期间最长，因为此时卫星离观测者最远（见视差）。

利用卫星或在航天器上观看日食，可免受天气影响。双子座12号曾于1966年从轨道观看日全食。1999年8月11日日全食，从和平号太空站可见偏食阶段。

1975年7月进行的太阳神-联盟测试计划期间，太阳神号被安排运行至联盟号和太阳之间，形成人造日食，以便宇航员从联盟号拍摄日冕。

### 影响

2015年3月20日日食是首场对地面电力系统造成大规模影响的日食，多国推出应对措施。在英国国家电网和欧洲大陆同步网内，太阳能发电的装机容量估算为90GW。欧洲输电系统运营商网络在2015年2月中发表评估报告，预期发电量因日食而下降最多34GW。各国的营运商应预留额外备转容量，并为控制中心的操作员提供额外训练。

日食也会导致地表温度下降3 °C，风速会因此下降0.7米每秒，因此风能发电也有可能会受到影响。

除了亮度和气温以外，动物在日食期间也会有异常的行为。例如，飞鸟和松鼠会归巢，蟋蟀也会蛐蛐鸣叫。

## 近期及未来的日食

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日食和月食一定是在食季发生，此时太阳正位于月球交点附近。每次日食（月食）与下一次日食（月食）之间的时间差一定是一个、五个或六个朔望月。每个食季的中点离下一个食季的中点的时间为173.3天，这也是太阳从一个交点运行至下一个焦点的平均时长。由于进动的原理，月球交点正在持续往回运转，因此这一周期不足半年。223个朔望月约等于239个进点月，亦约等于242个交点月。因此，相隔223个朔望月的两次日食（月食）会有近乎相同的属性（全食或偏食、覆盖率等），这一周期等于6,585.3天，即18年11.3天，又称沙罗周期。一个沙罗周期内的日食循以下规律：第一次日食的月球影子会在北极（或南极）附近落在地球上，此后每次日食的月影都会逐渐移向另一极，直到月影不再落在地球表面为止。

日食列表

## 外部链接

- 美国太空总署日月食网站
- Eclipsewise，含日月食的历史资料即未来预测
- 5000年日食地图等资料
- 日食摄影
- 5000年日食数据库 （公元前1999年至公元3000年）
- 日全食期间月球在地面投下的阴影March 09 2016 （2016年3月9日，CIMSS卫星摄）
- 日食数据库