日全食形成的原因

　　你聽說過日全食嗎?日全食是日食的一種，即太陽被月亮全部遮住的天文現象。下面由小編為你詳細介紹日全食的相關知識。

　　發生日全食是因為太陽靠近月球軌道與地球軌道的一個交點，而同時月球在距此點的最遠的點上。即為光的直線傳播。

　　之所以會發生日全食，是因為存在一種神奇的對稱性。太陽的直徑是月亮的400倍，而它距地球的距離正好也是月亮的400倍。結果，當月亮完全處於地球和太陽之間時，對那些完全處於月亮陰影中的人來說，太陽的表面便被完全遮擋了。太陽變成了黑色，只留下一個金色的光環，天空變成了靛青色。鳥兒此時會失去方向，或者會飛回巢中，蝙蝠和其它夜行動物則可能睡眼惺忪地出來活動。

　　日全食的價值意義

　　日全食之所以受重視，更主要的原因是它的天文觀測價值巨大。

　　日食，特別是日全食：是人們認識太陽的極好機會。我們平時所見到的太陽，只是它的光球部分，光球外面的太陽大氣的兩個重要的層次—色球層和日冕，都淹沒在光球的明亮光輝之中。

　　色球層是太陽大氣中的中層，它是在光球之上厚約2000千米的一層;在太陽外面，還包圍著溫度極高***百萬攝氏度***但卻十分稀薄的等離子體，延伸的範圍比太陽本身還大好幾倍，這叫做日冕。日冕的光度只有太陽本身的百萬分之一，平常它完全隱藏在地球大氣散射光造成的藍色天幕裡。

　　日全食時，月亮擋住了太陽的光球圓面，在漆黑的天空背景上，相繼顯現出紅色的色球和銀白色的日冕，科學工作者可以在這一特定的時機、特定的條件下，觀測色球和日冕，並拍攝色球、日冕的照片和光譜圖，從而研究有關太陽的物理狀態和化學組成。

　　例如在1868年8月18日的日全食觀測中，法國的天文學家讓桑拍攝了日餌的光譜，發現了一種新的元素“氦”，這個元素一直在過了二十多年之後，才由英國的化學家雷姆素在地球上找到。

　　日食可以為研究太陽和地球的關係提供良好的機會。太陽和地球有著極為密切的關係。當太陽上產生強烈的活動時，它所發出的遠紫外線、X射線、微粒輻射等都會增強，能使地球的磁場、電離層發生擾動，併產生一系列的地球物理效應，如磁暴、極光擾動、短波通訊中斷等。

　　在日全食時，由於月亮逐漸遮掩日面上的各種輻射源，從而引起各種地球物理現象發生變化，因此日全食時進行各種有關的地球物理效應的觀測和研究具有一定的實際意義，並且已成為日全食觀察研究中的重要內容之一。

　　觀測和研究日全食，還有助於研究有關天文、物理方面的許多課題，利用日全食的機會，可以尋找水星軌道以內的行星;可以測定星光從太陽附近通過時的彎曲，從而檢驗廣義相對論，可以研究引力的性質等等。

　　此外，日食對研究日食發生時的氣象變化、生物反應等都有一定的意義

　　科學史上有許多重大的天文學和物理學發現是利用日全食的機會做出的，而且只有通過這種機會才行。最著名的例子是1919年的。一次日全食，證實了愛因斯坦廣義相對論的正確性。

　　愛因斯坦1915年發表了在當時看來是極其難懂、也極。其難以置信的廣義相對論，這種理論預言光線在巨大的引力場中會拐彎。人類能接觸到的最強的引力。場就是太陽，可是太陽本身發出很強的光，遠處的微弱星光在經過太陽附近時是不是拐彎了，根本看不出來。

　　但如果發生日全食，擋住太陽光，就可以測量出來光線拐沒拐彎、拐了多大的彎。機會在1919年出現。了，但全食帶在南大西洋上，很遙遠，也很艱苦。英國天文學家愛丁頓帶著一支熱情和好奇心極強的觀測。隊出發了。觀測結果與愛因斯坦事先計算的結果十分吻合，從此相對論得到世人的承認。

　　日食的計算涉及到太陽和月亮運動的準確性，因此古代許多天文學家用它來驗證自己的歷法。1969年還有人利用公元2年以前的25次日食記錄來計算地球自轉速率的長期變化。另在日月食中也發現了沙羅週期。

　　在考古斷代中，根據歷史中的日食記載，可以幫助精確地確定歷史事件的具體時間，是十分可信的手段。

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　　日食過程詳解

　　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***即月面的東邊緣與日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，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，就形成了貝利珠現象。

　　食甚

　　食既以後，日輪繼續東移，當月輪中心和日面中心相距最近時，就到食甚。

　　生光

　　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、貝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。

　　持續時間

　　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。