月食发生时的现象_月食发生的天气是

1.3月4日 月食几时开始

2.详解天象知识_带食月出

3.食月是几月几日

4.日食～月食～日全食～月全食，是什么？

5.月全食的罕见天象，怎样的情况下会出现？

6.日食和月食是怎样行成的`？

7.月全食每多少年才会发生一次？

8.日食，虹，月食，晕，属于哪种自然现象

9.什么是古人说的“”来袭呢？

3月4日 月食几时开始

新年伊始，神秘的星空将上演一幕“吃月”的好戏了。

此次难得一见的月全食正好发生在元宵节的凌晨。在3月4日这天早晨，如果天气晴好，东方的天空已经泛出了红色的曙光，西方的天空里仍旧处在深蓝色的夜幕当中。圆圆的月亮挂在树梢上，慢慢地下落。5时30分以后，可以看到月亮的左上方出现了阴影，随着月亮的下降，阴影部分越来越大。到了6时30分，天色大亮，东方红日喷薄欲出，接近地平线的月亮已经被遮住了90%，只能看到一个小小的“月牙”。6时39分，太阳出来了，“月牙”隐没了。正在月食的月亮落下去了，这就叫做“带食而落”。

月亮落山后将再度“生光”，可惜后半段好戏将被冉冉升起的太阳夺去光芒。由于南宁在中国的地理位置偏西，南宁人将可在天亮之前，比东部人欣赏到更多月全食的精彩片断。因此，需要提醒大家，在南宁观看此次月全食，将与上述时间有5～6分钟的时差。据介绍，上次我国可见的月全食发生在2004年5月5日，而上一次元宵节出现在我国的月全食是1990年2月10日。

然元宵节的月全食只能看个一半，但三月天空好戏连连。在半个月后，紧接着将有一次日偏食。这次日偏食发生在3月19日上午9时23分到10时10分之间，对于很少有机会看到日食的人们来说，本次日偏食不容错过

详解天象知识_带食月出

　从古至今有食日食月之说，我们有时会看到食、日食等天文现象。那么大家是否知道“带食月出”呢？接下来 星座知识 就来为大家介绍带食月出的相关知识。

　“带食月出”形象的说就是月亮在升起时就已经被“咬”掉了一口。

　 形成机理

当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直线上时（地球在太阳和月球之间），太阳到月球的光线便会部分或完全地被地球掩盖，这就会发生月食。月食可分为月偏食、月全食及半影月食三种。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食，而当月球全部进入地球的本影之时，就会出现月全食。

　 历史记录

2010.6.26日带食月出，6月26日正逢农历五月十五，但是当天晚上月亮升起时，很多人看到的却是“残缺”的月亮。这是因为当天晚上6点16分月球就进入地球本影，但月亮的升起时间却在晚上7点左右。此次月偏食的食甚出现在晚上7点38分，届时人们用肉眼可以看到月亮被“”咬去一半。晚上9时，月亮将走出地球本影。2010年6月26日的夜空有两场“天文好戏”。26日晚上，一场月偏食天象将在夜空中上演，如天气晴好，市民可看到难得一见的“带食月出”。此外，后天夜里将出现牧夫座流星雨的极大值，届时每小时预计有100颗左右的流星划过夜空。

　2010年中国一共发生三次月食，分别是1月1日凌晨和6月26日傍晚的月偏食，以及12月21日傍晚的月全食。

食月是几月几日

食月是在2019年7月17日。

食月的样子是，在月球和地球之间的地区会因为太阳光被地球所遮闭，就看到月球缺了一块。

食月是古人对月食这一天文现象的叫法，当月球运行至地球的阴影部分时，此时的太阳、地球、月球恰好（或几乎）在同一条直线上。月食可以分为月偏食、月全食和半影月食三种。月食只可能发生在农历十五前后。

扩展资料：

观看月食的注意事项：

1、首先，当然是天气。留意天气预报。如果可能的话，选择阳光充足的地方。

2、选择观测地点，它应该向西南开放，没有树荫。在高山上，你可以看一会儿日食。

3、设备，当然没有拍摄的读者可以用肉眼看到它，但是用一副小型双筒望远镜或望远镜观察是一种新的尝试。

4、月食持续时间较长，全食持续51分08秒;日偏食持续时间:3小时32分15秒;半影日蚀持续时间:5小时56分21秒。做好长期竞选的准备。

日食～月食～日全食～月全食，是什么？

日食

日食是月球绕地球转到太阳和地球中间，这时是农历初一。如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分58秒。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录。

月食

月食的原理和日食类似。在农历每月的十五、十六，月球运行到和太阳相对的方向。这时如果地球和月球的中心大致在同一条直线上，月球就会进入地球的本影，而产生月全食。如果只有部分月亮进入地球的本影，就产生月偏食。当月球进入地球的半影时，应该是半影食，但由于它的亮度减弱得很少，不易察觉，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。

月食都发生在“望”，但不是每逢“望”都有月食，这和每逢“朔”不都出现日食是同样的道理。在一般情况下，月亮不是从地球本影的上方通过，就是在下方离去，很少穿过或部分通过地球本影，因此，一般情况下就不会发生月食。每年月食最多发生3次，有时一次也不发生。从现在到2000年，中国能见到2次月全食（1997年9月17日， 2000年7月16日）一次月偏食（1999年7月28日）。

古时候，人们不懂得月食发生的科学道理，像害怕日食一样，对月食也心怀恐惧。外国有人传说，16世纪初，哥伦布航海到了南美洲的牙买加，与当地的土著人发生了冲突。哥伦布和他的水手被困在一个墙角，断粮断水，情况十分危急。懂点天文知识的哥伦布知道这天晚上要发生月全食，就向土著人大喊，"再不拿食物来，就不给你们月光！"到了晚上，哥伦布的话应验了，果然没有了月光。土著人见状诚惶诚恐，赶快和哥伦布化干戈为玉帛。

公元前2283年美索不达米亚的月食记录是世界最早的月食记录，其次是中国公元前1136年的月食记录。月食现象一直推动着人类认识的发展。早在2000多年前，中国汉代天文学家张衡就弄清了月食原理。公元前4世纪，亚里土多德从月食时看到的地球影子是圆的，而推断地球是球形的。公元前3世纪的古希腊天文学家阿利斯塔克（Aristarchus，）和公元前2世纪的喜帕恰斯（Hipparchus）都提出通过月食测定太阳-地球-月球系统的相对大小。后者还提出在相距遥远的两个地方同时观测月食，来测量地理经度。2世纪时，托勒密利用古代月食记录来研究月球运动，这种方法一直延用到今天。在火箭和人造地球卫星出现之前，科学家一直通过观测月食来探索地球的大气结构。

日月交食的沙罗周期

日食和月食统称交食。由日月食的原理可看出，交食的出现与日、地、月三者的会合运动密切相关，此会合运动具有周期性，所以日月食自然也应有周期性。交食的周期是古代巴比伦人发现的，叫做“沙罗周期”（“沙罗”是重复的意思），为18年零11天多一点。即6585．32天。

一年内可发生多少次月食呢？对全地球而言，一年内最多发生3次，有时1次也不发生，日食每年最多可发生5次，最少也要发生2次。这么看来，每年发生日食的次数比月食多，可是为什么人们总是看到月食的机会比日食多呢？这是由于日食带的范围小，地球上只有局部地区可见；对于某一确定地点而言，平均每3年左右才可以看到一次日偏食，300多年才可以看到一次日全食。而月食一旦发生，处于夜晚的半个地球 上的人都可以看到，对某一地区平均而言，看到月食的机会是发生月食次数的一半，因此人们看到月食的机会比日食多。

解说月食

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50’9”，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%。

一次日全食的过程可以包括以下五个时期：初亏、食既、食甚、生光、复圆。

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。

日全食时，大地变得昏暗，兽惊归巢穴。这时天空中就会出现一番奇妙的景色：明亮的星星出来了，在原来太阳所在的位置上，只见暗黑的月轮，在它的周围呈现出一圈美丽的、淡红色的光辉，这就是太阳的色球层；在色球层的外面还弥漫着一片银白色或淡蓝色的光芒，这就是太阳外层的大气—日冕；在淡红球的某些地区，还可以看到一些向上喷发的像火焰似的云雾，这就是日珥。日珥是色球层上部气体猛烈运动所形成的气体“喷泉”。色球层、日饵、日冕都是太阳外层大气的组成部分，平时在一定的条件下也可以观测到，但在日全食时，这些现象可以看得特别清楚。

生光食既以后，月轮继续东移，当月轮中心和日面中心相距最近时，就达到食甚。对日偏食来说，食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻。月亮继续往东移动，当月面的西边缘和日面的西边缘相内切的瞬间，称为生光，它是日全食结束的时刻。在生光将发生之前，钻石环、倍利珠的现象又会出现在太阳的西边缘，但也是很快就会消失。接着在太阳西边缘又射出一线刺眼的光芒，原来在日全食时可以看到的色球层、日珥、日冕等现象迅即隐没在阳光之中，星星也消失了，阳光重新普照大地。

复圆生光之后，月面继续移离日面，太阳被遮蔽的部分逐渐减少，当月面的西边缘与日面的东边缘相切的刹那，称为复圆。这时太阳又呈现出圆盘形状，整个日全食过程就宣告结束了。

日偏食的过程和日全食过程大致相同，由于它只发生偏食，因此就只有初亏、食甚和复圆，而没有食既和生光这两个阶段。日环食则同样有初亏、食既、食甚、生光和复圆等阶段。

天文台对日全食或日环食进行预报时，往往要把这五个阶段的时间报告出来。人们根据这些报告就可以了解整个日食的过程，并进行观测。至于日偏食，天文台在预报时，当然就只给出初亏、食甚和复圆这三个时刻。

我们在日食的预报中，常常还可以看到“食分”这样一个词，它是用来表示日食的程度。对于日食而言，食分并不表示太阳圆面被遮俺的面积，而是表示日面直径的被遮部分与太阳直径的比值。以太阳的直径作为1，如果食分为0．5，这就表示太阳的直径被遮去了一半；如果食分为1，那就是太阳的整个圆面被遮住，那就是日全食。很显然，食分越大，日面被遮掩的程度就越大。日偏食的食分是小于1．0的，日全食的食分是1.0。

食带月影扫过的地方。日食的时间长短，同月球影锥在地面上移动的速度以及地球的自转方向有关。以日全食来说，由于月球的视直径仅略大于太阳，同时月影在地面移动速度很快，因此日全食的时间是很短暂的。在全食带的某个地点所看到的日全食时间通常只有两三分钟，最多不超过7分钟。如果全食带经过赤道附近地区，日全食时间就可延续到7分40秒，这时是观测日全食的最好机会。

在发生日环食时，月亮总是位于远地点附近，这时月亮运行的速度较慢，因此日环食的时间比较长，如果日环食发生在赤道附近，那么在赤道附近观测日环食的时间可长达12分42秒。

就全球范围来说，如果把月亮半影开始遮掩日面的时间计算在内，日食时间的长度由初亏至复圆的整个过程可长达三个半小时。

日偏食的时候，由于月影范围大于其本影，食相经过的时间长短要视食分的大小而定，食分愈大，时间也就愈长。

由于月亮的影锥又细又长，所以当它落到地球表面时，所占的面积很小，至多不会超过地球总面积的万分之一，它的直径最大也只有二百六十多千米。当月球绕地球转动时，影锥就在地面上自西向东扫过一段比较长的地带，在月影扫过的地带，就都可以看见日食。所以这条带就叫做“日食带”。带内发生日全食的，就叫全食带；带内发生日环食的，就叫环食带。可以看到偏食的范围很广阔，已经不像一条带子，而是很大的一片地区。

全食带是一条宽度不过二三百千米，长约数千到10000千米的狭窄路径（有时全食带的宽度甚至只有几千米），只有在全食带扫过的地区才能看见日全食或日环食的发生。全食带的两旁是较广阔的半影扫过的地区，在这些地区内可见偏食。离全食带愈近的偏食区，所见偏食程度愈大；离带愈远，可见偏食程度愈小；半影区以外的地方是看不见日食的。

由于月球是由西向东运行，所以它的影子也是沿同一方向运行，因此各地看到日食的时间是不同的。当地面上的西部地区已经处在黑影区域内，这一地区的人已经看到日食时，东部地区的人却不能同时看到日食，得在月影向东移来后才能看到日食。所以，西部地区的人总是比东部地区的人先看到日食。

日食每年都有发生，但由于全食带是一条狭窄的影带，据估计，平均每200～300年，某一地区或城市才有机会被全食带扫过，所以，对住在一个城市的人来说，一生可能未看到过一次日全食。

月食是自然界的一种现象，当太阳、地球、月球三者恰好或几乎在同一条直线上时(地球在太阳和月球之间)，太阳到月球的光线便会部分或完全地被地球掩盖，产生月食。

月食的时候，对地球来说，太阳和月球的方向相差180°，所以月食必定发生在“望”(即农历十五前后)。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道(分别称为黄道和白道)并不在同一个平面上，而是约有5°的交角，因此只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会形成一条直线，产生月食。

月食可分为月偏食、月全食及半影月食三种。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食；而当整个月球进入地球的本影之时，就会出现月全食。至于半影月食，是指月球只是掠过地球的半影区，造成月面亮度极轻微的减弱，很难用肉眼看出差别，因此不为人们所注意。（来源：北京青年报）月食的过程分为初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段。

初亏：月球刚接触地球本影，标志月食开始。

食既：月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球本影内。

食甚：月球的中心与地球本影的中心最近。

生光：月球东边缘与地球本影东边缘相内切，这时全食阶段结束。

复圆：月球的西边缘与地球本影东边缘相外切，这时月食全过程结束。

月球被食的程度叫“食分”，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远距离与月球视经之比。

月全食的观察

月亮可用肉眼直接观察，不需要什么特别的设备，就可以做以下两项月全食观察。

1.记录月全食的全过程

观察前准备一些观察用纸，纸上画有大圆，圆上按逆时针方向标出0°至360°，0°的位置表示月面的正北点。在月全食发生的过程中，每隔4分钟画一幅月食素描。这样做的结果即可得到一套月全食全过程的食相图。

2.观察月面的亮度与颜色

月食时月面的亮度和颜色可区分为以下5级：0级，非常暗淡，几乎看不见；1级，稍亮，呈黑**，细节难以区分；2级，微亮，呈黑红色或棕**，中心有些暗斑，外侧相当明亮；3级，呈砖红色，能看见月面细节，但很模糊；4级，呈铜红色，非常明亮，外侧很亮，略有蓝色，可看到大的细节。观察月全食时，要对月面的亮度和颜色的级别作出判断，并记录下来。同时也要记录当时的天气情况。

月全食的罕见天象，怎样的情况下会出现？

引言:月全食是非常罕见的一种天象，而且影响它的因素有很多，可能是天气的原因，也可能是季节的原因。听许多人说月全食会几十年才出现一次，所以在怎样的情况下，会出现月全食的天象呢？接下来跟着小编一起去了解一下吧。

我们会知道月亮本身它是不会发光的，而且它发光人们看见它非常亮，是因为太阳会反射出太阳的一些光，从而看见月亮是白色的。但是有时候月亮也会出现红色的光，我们当看到月亮是红色光的时候，这个时候一定是太阳的光照射到地球了。地球上的一些光可能会反射到月球上，这个时候我们看到月亮的光就是红色，所以很多人会观测这种红色的月光，虽然这种现象是比较稀奇，但是他不经常出现。这种现象也叫做月全食，他多费出现在一些农历的17 18 19的时候，因为这个时候的月亮是最全的。

而且你们会发现红色的月亮比较好看，而且人们看到之后会进行很多的遐想，红色的月亮它也是有一定的条件的。而且红色的月亮一般都是月全食的过程，我们发现这个时候地球的周围大气层是比较稠密的，而且太阳中的光是蓝色，**，绿色还有紫色都被吸收了，所以就剩下一些红色的光，而且红色的光它的波长是比较长的，这个时候不容易被大气层给散射掉就会传到月球之上。这个时候很多人就会看见红色的月亮，红色的月亮虽然比较美丽，但是出现的条件是比较复杂，而且也是比较难的。而且我们发现初升的月亮都是红色的，初升的红日也是红色的，这个时候跟地平线中的一些7色映射情况有关，而且跟光色也有关。

日食和月食是怎样行成的`？

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。

求采纳

月全食每多少年才会发生一次？

“月全食每十四个月一次,但不一定能看到，月食一般都发生在望日，即夏历每月的十五或十六日。就全球而言，日全食是常见的天文现象，每3年出现两次。日全食带在地球上最宽不超过300公里，最窄只有几十公里。月全食是指当月亮、地球和太阳在同一直线上，而月球全部进入地球的本影的一种自然现象。就好似月球被“吞噬”一样。”

从全球范围来看,并非每年都会发生月食,且并非每一次月食都是月全食，根据“沙罗周期”内的统计，在大约6585天(18年多一点)的周期内，约发生月食28次(日食约43次)，其中有12至13次为月全食。简单说来，大约每一年半就会有一次月全食发生。需要说明的是，每次月食发生时差不多只有半个地球(夜半球)的人能够看到，所以，在同一地区要看到月全食，平均要等三年的时间，而且月全食发生时间是不固定的。 月食可分为月偏食、月全食及半影月食三种，月全食就比较少见。

月全食的过程分为初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段。

初亏：月球刚接触地球本影，标志月食开始。

食既：月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球本影内。

食甚：月球的中心与地球本影的中心最近。

生光：月球东边缘与地球本影东边缘相内切，这时全食阶段结束。

复圆：月球的西边缘与地球本影东边缘相外切，这时月食全过程结束。

月全食原理图，对地球来说，太阳和月球的方向相差180°，由于太阳和月球在天空的轨道，分别称为黄道和白道，并不在同一个平面上，而是约有5°的交角，因此只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，有机会形成一条直线，产生月全食。

月球被食的程度叫“食分”

月全食，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远距离与月球视经之比。

月全食的观测方法：使用双筒望远镜或者天文望远镜，7倍以上就可以清晰地观看到。可以站到高处看，这样视野会很好。也可用肉眼直接观察，不需要什么特别的设备，就可以作以下两项月全食观察。

观察前准备一些观察用纸，纸上画有大圆，圆上按逆时针方向标出0°至360°，0°的位置表示月面的正北点。在月全食发生的过程中，每隔4分钟画一幅月食素描。这样做的结果即可得到一 套月全食全过程的食相图。

亮度颜色

月食时月面的亮度和颜色可区分为以下5级：0级，非常暗淡，几乎看不见;1级，稍亮，呈黑**，月全食原理图细节难以区分;2级，微亮，呈黑红色或棕**，中心有些暗斑，外侧相当明亮;3级，呈砖红色，能看见月面细节，但很模糊;4级，呈铜红色，非常明亮，外侧很亮，略有蓝色，可看到大的细节。观察月全食时，要对月面的亮度和颜色的级别作出判断，并记录下来。同时也要记录当时的天气情况。

“连环四月食”也就是2年内连续有4个月会出现“月全食”，而月球看起来呈现暗红色;罕见的“连环四月食”，500年只出现过三次，第四次就在今年的4月和10月出现。

由于月球进入没有太阳光直射的本影时，因为大气层将紫蓝绿**的光都吸收掉了，只剩下红色光可以穿透，折射到月球表面，才会形成暗红色的月亮，又称为血月，也就是“月全食”。

血月又叫月全食，一年会出现一、两次，但连环四月食就非常罕见，2年内连续4个月都出现月全食的纪录，500年来只有三次，而第四次就在今年的4月15日、10月8日。

月食可分为月偏食、月全食及半影月食三种。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食;而当整个月球进入地球的本影之时，就会出现月全食。至于半影月食，是指月球只掠过地球的半影区，造成月面亮度极轻微的减弱，很难用肉眼看出差别。

没有月环食。由于地球的本影比月球大得多，这也意味着在发生月全食时，月球会完全进入地球的本影区内，所以不会出现月环食这种现象。

月食必定发生在“望”(即农历十五前后)。当月球进入地球的半影时，应该是半影食，但由于它的亮度减弱得很少，不易察觉，故不称为月食，有观点认为，月食只有月全食和月偏食两种。

日食，虹，月食，晕，属于哪种自然现象

日食是月球绕地球转到太阳和地球中间时，如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。由于月球比地球小，只有在月影中的人们才能看到日食。月球把太阳全部挡住时发生日全食，遮住一部分时发生日偏食，遮住太阳中央部分发生日环食。发生日全食的延续时间不超过7分31秒。日环食的最长时间是12分24秒。我国有世界上最古老的日食记录，公元前一千多年已有确切的日食记录

虹（rainbow）

光线以一定角度照在水滴上所发生的折射、分光、内反射、再折射等造成的大气光象，光线照射到雨滴后，在雨滴内会发生折射，各种颜色的光发生偏离、其中紫色光的折射程度最大，红色光的折射最小，其它各色光则介乎于两者之间，折射光线经雨滴的后缘内反射后，再经过雨滴和大气折射到我们的眼里，由于空气悬浮的雨滴很多，的所以当我们仰望天空时，同一弧线上的雨滴所折射出的不同颜色的光线角度相同，于是我们就看到了内紫外红的彩色光带，即彩虹。

月食现象一直推动着人类认识的发展。

最早的月食记录是前2283年美索不达米亚的记录。中国在汉朝时，张衡就已经发现了月食的原理。前4世纪的亚里士多德根据月食看到地球影子的圆形而推断出地球是圆的。前3世纪古希腊的天文学家阿里斯塔克（Aristarchus）、前2世纪的喜帕恰斯（Hipparchus）都提出过通过月食来测定太阳、地球、月亮的大小。伊巴谷还提出在相距遥远的两个地方同时观测月食，来测量地理经度。2世纪，托勒密利用古代月食记录来研究月球运动，这种方法一直延用到今天。在火箭和人造地球卫星出现之前，科学家一直通过观测月食来探索地球的大气结构。

在农历十五、十六，月亮运行到和太阳相对的方向。这时如果地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会进入地球的本影，而产生月全食。如果只有部分月亮进入地球的本影，就产生月偏食。当月球进入地球的半影时，应该是半影食，但由于它的亮度减弱得很少，不易察觉，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。 月食都发生在望（满月），但不是每逢望都有月食，这和每逢朔不都出现日食是同样的道理。

日食和月食统称交食。由日月食的原理可看出，交食的出现与日、地、月三者的会合运动密切相关，此会合运动具有周期性，所以日月食自然也应有周期性。交食的周期是古代巴比伦人发现的，叫做“沙罗周期”（“沙罗”是重复的意思），为18年零11天多一点。即6585．32天。

晕

注音： 1、yūn 2、yùn

简介：

当天空中有由冰晶组成的薄的卷云或卷层云时，在日、月周围会出现一些以日月为中心的彩色光环和圆孤，称为晕，常

见的晕是视半径为22”和46”的圆环，色彩排列是内红外紫。

晕是由于日月光通过云中冰晶折射或反射后再到达人的眼睛而形成的，由于冰晶形状、分布，光线通过冰晶时的路径各不相

同，晕的形状也就十分复杂，我们仅以22°晕为例来讨论其形成过程。云中冰晶以六角柱状和六角片状为主，在六角形一面

上，每个内角为120°，此即相邻两侧面的夹角，相间两侧面的夹角为60°，六角形面与侧面间夹角为90°。光线通过冰晶时发

生的折射与光线通过棱镜时的折射相同。

天空中有一层高云，阳光或月光透过云中的冰晶时发生折射和反射，便会在太阳或月亮周围产生彩色光环，光环彩色的排序

是内红外紫。称这七色彩环为日晕或月晕，统称为晕。其中对观测者所张的角半径为22度的晕最为常见，称22度晕，偶尔也

可看到角半径为46度的晕和其他形式的与晕相近的光弧。由于有卷层云存在才出现晕，而卷层云常处在离锋面雨区数百公里

的地方，随着锋面的推进，雨区不久可能移来，因此晕就往往成为阴雨天气的先兆。

当天空悬浮着的六角柱状冰晶呈直立形状慢慢下降时，太阳光经过顶角为90°棱镜折射，最小偏向角在46°附近，从而形成46°

晕环，其色彩排列与22°晕相同，只是由于光线较弱，有时呈现暗淡的白色晕环。 实际上，大气中冰晶取向是随机分布的，当

日月光倾斜穿过云层时，总会在某些冰晶中发生上述折射现象，当天空中冰晶数量很多时就可以出现以日月为中心的晕环，

但由于冰晶在整个天空分不均匀，冰晶的某些取向很不稳定，造成晕环有时不完整，只能看到一些弧形光带。

日月光有时经过冰晶反射后进入人眼，也会形成白色的晕，由于冰晶取向多样，折射反射过程复杂，就形成了多种多样晕的

现象。

晕出现在卷云和卷层云中，往往与锋面云系相联系，在冷暖锋前部，由于暖湿空气沿锋面抬升，在高空形成卷层云，随着锋

面推移，在锋面过镜前后就会出现降水和大风。因此有“日晕三更雨，月晕午时风”的谚语。

当你头脑发昏,感到周围物体好像在旋转,有跌倒的感觉时,也是晕,有晕场,晕车,晕池,晕船等情况。

当你十分无奈时，你可以说“晕”。

当你实在受不了时，你可以说“真晕”。

当你不知该如何回答时，你可以说“晕啊~~”。

当你被人不停唠叨时，你可以说“晕了”。

当你对他人所作所为感到极端惊讶时,你也可以说"晕死".

总之，也晕是一个表示你当前状态的词，任何让你无奈、受不了的事，你都可以冠以无奈的表情说“晕”!

什么是古人说的“”来袭呢？

“”来袭，就是阴晴圆缺所说的月食

八月的夜空很美，八月的月亮也很忙。“月偏食”、“英仙座流星雨”、“天鹅座K流星雨”、“日全食”等天象将在本月的天空中先后登场。遗憾的是，最受瞩目的日全食会出现在美国东西两岸，在中国境内无法观看。?

但是别急着伤心，此次我们可以观测到月偏食的“大戏”。据广东天文专家透露：8月8日凌晨将会发生月偏食，如果天气晴朗，“”来袭，我国大部分地区都可欣赏到这一天象。?

8日凌晨将会发生月偏食（来自网络）?

当我们做好准备欣赏月食的时候，你对它的了解有多少呢？?

月食的形成?

月食，又作月蚀，是一种天文现象。在望日（农历十五或十六日），且当日、地、月、三者恰好或几乎在一条直线上，月球运动到地影内时，照在月面上的阳光部分或全部被遮挡，这时就出现月食现象。不是每个望日都发生月食，这是因为地球轨道面与月球的轨道面不在一个平面上。?

月食分为月全食和月偏食两种。这是因为地球直径比月球大4倍，地球的本影远比月球的轨道半长径还长，所以月球只能穿越地球的本影区，永远不会进入伪本影区内。月球钻进地球的本影就发生月全食。当月球从地球本影的边缘掠过时，只有一部分进入本影，就形成了月偏食。?

月球钻进地球的本影产生月全食（来自网络）?

月球从地球本影的边缘掠过时产生月偏食（来自网络）?

由于月球自西向东运动，地球本影在月球处的直径大约为月轮直径的2.5倍，所以月全食的过程是从月轮的东边缘开始，由初亏、食既、食甚、生光最后到复圆，整个过程长达要一个多小时，有时几乎达2小时。?

月面的亮度与颜色?

月食时月面的亮度和颜色可区分为以下5级：0级，非常暗淡，几乎看不见；1级，稍亮，呈黑**，细节难以区分；2级，微亮，呈黑红色或棕**，中心有些暗斑，外侧相当明亮；3级，呈砖红色，能看见月面细节，但很模糊；4级，呈铜红色，非常明亮，外侧很亮，略有蓝色，可看到大的细节。?

月食亮度与颜色（来自网络）?

古往今来话月食?

月食现象一直推动着人类对宇宙认识的发展。公元前2283年美索不达米亚的月食记录是世界最早的月食记录，其次是中国公元前1136年的月食记录；?

早在2000多年前，中国汉代天文学家张衡就弄清了月食原理；?

公元前4世纪，亚里土多德从月食时看到的地球影子是圆的，而推断地球是球形的；?

月食原理（来自互联网）?

公元前3世纪的古希腊天文学家阿利斯塔克（Aristarchus，）和公元前2世纪的喜帕恰斯（Hipparchus）都提出通过月食测定太阳-地球-月球系统的相对大小。后者还提出在相距遥远的两个地方同时观测月食，来测量地理经度；?

2世纪时，托勒密利用古代月食记录来研究月球运动，这种方法一直延用到今天。在火箭和人造地球卫星出现之前，科学家一直通过观测月食来探索地球的大气结构。?

月食的观测?

观测月食的地点并没有特定的条件限制，只要所在地看得到月亮即可。如果东方没有建筑物的阻挡，自家阳台就可成为月食观景台。当然，周围灯光较暗，观赏效果会更好。不过，灯光污染不至于让你看不见月亮。?

至于观测工具，赏月用肉眼就能办得到。双筒望远镜和天文望远镜，则能锦上添花，让你看清月面盈亏、明暗变化的细节。?

月偏食（来自网络）?

一年内全地球最多发生3次月食，有时1次也不发生。机会难得，千万不要错过此次月偏食的观赏哦！?