第五章地球与月球

日食与月食日食和月食是一种天文现象。古人不了解日月食的道理，曾产生过很多迷信和传说，比如天狗吃日、蟾蜍食月等，并将其视为不祥之兆。现在人们已懂得日月食产生的道理，知道日月食只是一种短暂而无危害的自然现象，其产生与日地月的相互运动而导致地月相互遮掩或落入对方的影子中密切相关。1、日月食的成因一、日月食现象天体影锥：不发光的球形天体在球形发光天体的照耀下所产生的影子，因其呈圆锥形，故称为影锥。本影：天体影锥的主要部分，是一个以其顶端背向太阳的会聚圆锥，称为本影。本影内，阳光全部被遮蔽。伪本影：本影的背日方向有一个与本影同轴但反向的发散圆锥，叫做伪本影。伪本影内，太阳中间部分的光辉被遮。半影：本影和伪本影的周围有一个空心发散圆锥，是黑暗与光明的过渡区域，叫做伴影。伴影里，部分阳光被遮。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。SunSun本影长度天体的半径愈大，本影愈长天体离太阳愈远，本影愈长一年中，地月在远日点前后时的本影比近日点前后要长。一个月内，满月前后的月本影较长比新月前后要长。如果地球和月球到太阳的距离相等，则月球本影长度只有地球本影长度的27%。地球本影的平均长度是137.7万km，是月球本影长度的3.5倍。新月时，月本影的平均长度为37.45万km，略小于月地平均距离。所以，在通常情况下，只有月球的伪本影或半影扫过地球。月球绕地运行过程中，来到地球向日一侧，地面上被月影扫过的地区看到太阳被月轮遮蔽的现象，称为日食。月球绕地运行的过程中，来到地球背日一侧，进入地球半影和本影而暂时失去光明的现象称为月食。2．日月食的种类⑴日食的种类日全食日环食日偏食如果月球本影扫过地球，在其扫过地区所见日轮被月轮全部遮掩，称为日全食。①日全食如果月球本影达不到地球，而只是其伪本影扫过地球，在伪本影扫过的地区所见日轮中部被月轮遮掩，称为日环食。日环食与日全食，统称中心食。②日环食全食或环食地区周围的环形半影区，所见日轮部分被月轮遮蔽，称为日偏食。同一时间，中心食和偏食发生在地球上的不同地区；同一地区，发生中心食的前后，必伴有偏食阶段。

③日偏食日食区随月球绕地公转和地球自转而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，南北两侧为偏食带，也可能全为偏食带。日食带和全环食日食区移动过程中，由于月本影尖端相对于地面距离的变化，可能出现开始和终了阶段发生日环食而中间阶段发生日全食的情形，其全过程称为全环食。⑵月食的种类②月偏食：月球部分隐入地球本影，月轮残缺，即月偏食。月偏食和月全食统称本影食。月偏食与月全食的差异，不取决于观察地点的不同而取决于月球是否全部或部分隐入地球本影。①月全食：月球全部隐入地球本影，月轮整个变暗，即为月全食。③半影食：月球进入地球半影内，因半影内能得到部分太阳光照亮月面，所以月轮保持不缺，只是亮度变得稍暗，称为半影食。3．日月食的过程⑴全食的三个阶段初亏食既生光复圆偏食全食偏食⑵日食过程日食的过程，就是月轮向东赶超并掩蔽日轮的过程。所以日食过程总是从日轮西缘开始，于东缘结果。⑶月食过程月食的过程，就是月轮向东赶超地球本影从而被掩的过程。月食从月轮东缘开始。食甚，即日月食过程中，月轮中心与日轮或地本影截面中心最接近的瞬间。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为单位。同一次日食，各地所见食分和见食时间可能不同；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。食甚和食分日食发生在朔，月食发生在望，即日月的黄经相等或相差180°。二、日月食的规律性1．日月食的条件⑴朔望条件月球和太阳同时位于黄白交点或其附近，即要求日月的黄纬相等或相近。⑵交点条件概括地说，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于黄白交点或其附近。日食限：当黄道上的日轮与白道上的月轮接近到互相外切时，日轮中心与黄白交点之间的角距离即为日食限。日食限是太阳与黄白交点的黄经差，也是日轮中心至黄白交点的黄道弧长2.食限和食季⑴食限①食限的定义月食限：黄道上的地球本影与白道上的月轮相切时，地球本影中心与黄白交点之间的角距离即为月食限，亦即地球本影中心与黄白交点的黄经差或地影中心至黄白交点的黄道弧长。月食限食限的大小取决于黄白交角、月地距离和日地距离。一般来说，黄白交角愈大，食限愈小；月地距离愈大，食限愈小；日地距离愈大，日食限愈小，月食限愈大。

②影响食限大小的因素当黄白交角、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。当黄白交角、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。③如不计半影月食，受日月地平视差的影响日食限要远大于月食限SABMEM′DTC①食季是指有可能发生日食和月食的一段时间，主要取决于太阳是否位于黄白交点或其附近，所以食季也即太阳经过食限的那段时间。食季也有日食季和月食季之分。日食季是指太阳在黄道上运动在日食限的那段时间；月食季是指地球本影在黄道上运动在月食限里的那段时间。

⑵食季②影响食季长短的要素——食限食限愈大，食季就愈长。根据食限的大小和太阳周年运动的速度，可以推算出食季的约略日数。如日偏食最小食限是15.9º，那么其食季不会短于15.9º×2÷59'＝32.2日。这个长度已超过朔望月，亦即是说，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，一年便有四次日食。又如，月偏食的最大食限为11.9º，那么，它的食季长度不会超过11.9º×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。交食，即日月食的统称。一个食年有两个食季。但由于回归年比食年长19日左右，所以可能产生两种情况：

3.交食的几率⑴两个完整的食季加一个不完整的食季，最多可发生五次日食和两次月食。1.51.192.36.307.167.3012.25日偏食月全食日偏食日偏食月全食日偏食日环食1935年发生的日食和月食⑵一个完整的食季加两上不完整的食季，最多可发生四次日食和三次月食。如果食年和回归年不同时起步，那么，年初和年末各遇一个不完整食季，年中有一个完整食季。碰巧，年中完整的食季发生2次日食，两个不完整食季各发生一次日食；两个不完整的食季和一个完整的食季各发生一次月食。那么，一年中就会发生4次日食和3次月食，共交食7次。如1919年1982年都发生4次日食和3次月食。上述情况是特例，既条件最好，又凑巧，一年发生交食的次数最多。但一般的年份发生日月食的次数不会这么多。就日食而言，一年发生2~3次居多，最少一年发生2次。就月食来说，不算半影食，每年发生2次的概率最大，约占70%，但也可能一次都不会发生。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。沙罗周期，即日月食出现的周期，是朔望月、食年、交点月和近点月四种周期合成的共同周期，近似地等于四个周期的最小公倍数。按现行公历，沙罗周期相当于18年11.32日或18年10.32日。4．日月食的周期⑴沙罗周期⑵经过一个沙罗周期，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。但时刻上要推迟8小时，即见食地点要偏西120º。

例如

1987年

9月23日的那次日环食，在俄罗斯、中国和太平洋等外可见，到2005年10月3日重现时则改在大西洋、非洲和印度洋等外可见。⑶一个沙罗周期内，大体上有相等的日月食数量（约70次食）和相同的日月食种类（41～43次日食，27～29次月食，其中28次中心食和16次月全食）。

第二节海洋天文潮汐地球上的潮汐现象并不限于海洋，大气和固体地壳都有。但是，最明显的潮汐现象发生在海洋。海洋潮汐有多方面的因素，其中，最基本的因素是天文因素。一、潮汐现象从一地的潮汐现象看来，涨潮就是海面上升，落潮就是海面下降。涨潮和落潮交互更替：涨潮转变为落潮时，水位最高，称为高潮；落潮转变为涨潮时，水位最低，称为低潮。涨潮和落潮，高潮和低潮，都是周期性现象，其周期是半太阴日，即约12时25分。因此，一般地说，一天有二次涨潮和落潮，二次高潮和低潮。1．海面的潮汐涨落每次潮汐涨落，并不是前一次的简单重复。高潮不是同样地高，低潮也不是同样地低。高潮和低潮的水位差，叫做潮差。潮差也有周期性变化。在一个周期内，潮差由大变小，然后由小变大。潮差最大时的潮汐叫大潮；潮差最小时的潮汐叫小潮。从这次大潮到下次大潮，或从这次小潮到下次小潮，其周期是半朔望月，即约14.77日。因此每月有二次大潮和二次小潮。若从全球范围来考察潮汐现象，那么，一些地方发生涨潮，必在另外一些地方发生落潮；反之，一些地方若是落潮，正好证明另外一些地方正在涨潮。这种此起彼落的海水运动，称为潮波。另外，潮汐涨落是通过海水的流动来实现的。海水的流入造成涨潮，海水的流出造成落潮。海水不断地从正在落潮的海域，流向正在涨潮的海域。这样的海水流动，叫做潮流。2．地球的潮汐变形潮汐现象首先表现为地球的变形现象。太阳对地球的引力，整体上为地球绕转太阳提供向心力；地球各部分受差别吸引，使它发生潮汐变形；同理，月球的差别吸引，也使地球在绕转月地共同质心中发生潮汐变形。地球各部分受到的太阳引力与地心所受的太阳引力的差值是地球发生潮汐变形的直接原因，被称为引潮力，也叫起潮力或长潮力。二、引潮力1．引潮力的概念①太阳在地球上的直射点及其对跖点，叫做太阳垂点，前者是正垂点，后者是反垂点。正垂点所在半球，所受太阳引力大于全球平均引力，引潮力指向太阳，落向太阳的速度快于平均速度。反之，反垂点所在半球，所受太阳引力小于平均引力，引潮力背向太阳，落向太阳的速度慢于平均速度。2．引潮力的分布②全球而言，正反垂点所受引潮力最大且方向向上（相对重力方向而言）。随着离正反垂点距离的增加，引潮力逐渐变小，方向也渐趋水平直至向下；距离垂点最远的地方，引潮力最小，方向向下。岩石具有很高的刚性而海水具有流动性，所以对地球潮汐变形反应最敏感的是海水。在引潮力影响下，地球正反垂点周围形成两个水位特高的区域，称为潮汐隆起，其中一个向着月球（或太阳），称为顺潮；另一个背向月球（或太阳），叫做对潮。3．潮汐隆起和顺潮、对潮正反垂点上，决定引潮力大小的因素是天体质量、天体距离和地球半径。引潮力的大小与天体距离的三次方正反比。4．引潮力的因素由月球引起的潮汐，称为太阴潮；由太阳引起的潮汐，称为太阳潮。太阳潮是潮汐的主体，其大小是太阳潮的两倍多。5．太阴潮和太阳潮潮汐涨落以地球上的差别吸引为前提，但差别吸引本身并不能直接造成潮汐涨落。引起潮汐涨落的直接原因是日月垂点的西移。由于太阴潮是海洋潮汐的主体，所以潮汐的周期性，首先是月垂点向西运动的周期性。三、海洋潮汐的规律性1．海洋潮汐的周期性⑴每太阴日两次高潮和两次低潮月垂点的西移是地球向东自转和月球向东公转的联合结果。二者联合作用使月垂点以太阴日为周期。太阴日长度为24时50分，所以相应高潮和低潮到来的时刻，逐日推迟50分钟。

⑵每朔望月两次大潮和两小潮当月球赤纬为零时，两个月垂点都落在赤道上，一个太阴日内，全球各地都有相等两次的高潮和低潮，潮汐的高度自赤道向两极递减，南北对称。这样的潮汐称为赤道潮，也叫分点潮。2．海洋潮汐的复杂性⑴月球赤纬变化对潮汐的影响①赤道潮所谓日潮不等是指当月球赤纬不等零时，两个月垂点分居南北两个半球，从而造成除赤道外的其他同一纬度上顺潮和对潮的潮高不相等的现象。日潮不等现象随月球赤纬的增加而愈加明显。月球赤纬最大（±28º35'）时所发生的潮汐，称为回归潮。②日潮不等和回归潮半日潮，是指在赤道上或月球赤纬等于零时，一个太阴日内发生两次相等且间隔均匀的潮汐。全日潮，是指月球赤纬不等零时，在纬度φ≥90º-δ范围内，纬线全线位于顺潮或对潮半球内，以致每太阴日内只有一次涨潮和落潮。混合潮是指月球赤纬在0<φ<90º-δ范围内，每太阴日发生两次高度和历时均不等的潮汐。③半日潮、全日潮和混合潮春秋二分前后的朔望，太阳和月球都接近二分点，太阳潮和太阴潮的潮汐隆起最为接近，潮差特大，日潮不等现象不显著，称为二分潮。反之，冬夏二至前后的朔望，日潮不等现象显著，称为二至潮。⑵太阳赤纬变化对潮汐的影响⑶近地（日）潮和远（日）地潮远地潮近地潮⑷海洋潮汐还与气象、水文和海盆等因素有关。钱塘潮⑸海水本身的粘性使高潮到来的时刻落后于月球中天的时刻，其差值称为高潮间隔，具体间隔时间则因地而异。同理，大潮发生的日期也落后于朔望日期，通常是1～3日。引潮力的大小与天体距离的三次方成反比，当绕中心天体旋转的小天体的距离小到一定限度以内，引潮力可能超过小天体内物质间的引力，而使小天体瓦解。法国天文学家洛希1848年首次求得了这个极限距离，后来被为“洛希极限”（A）。四、潮汐作用1．引潮力是一种瓦解力洛希极限的存在，表明行星周围一定空间范围内不容许卫星的存在。如卫星落在行星的洛希极限内，就会被行星的引潮力拉碎。太阳系中土星、木星、天王星、海王星都有光环，一般认为是外面的卫星落入洛希极限内被引潮力瓦解形成的，或是在演化初期残留在洛希极限内的物质无法凝聚成卫星。地球的洛希极限为15562km，处于洛希极限内的人造卫星之所以未被拉碎，其原因