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日环食

日环食

日环食（annular solar eclipse）是日食的一种。发生时太阳的中心部分黑暗，边缘仍然明亮，形成光环。这是因为月球在太阳和地球之间，但是距离地球较远，不能完全遮住太阳而形成的。发生日环食时，物体的投影有时会交错重叠。

2012年5月21日，日环食现象现身天际，该次日环食，在中国境内可以观察到的时间最长达4分33秒。2013年11月3日，全球多地出现日全环食，据称此次日全环食系本世纪第二次日全环食。2020年6月21日，“超级日环食”在泸州市天宇上演，泸州境内日环食从14时08分开始，15时47分达到食甚，17时11分结束，全程持续了3小时3分钟。2023年全球共发生2次日食，一次是4月20日的日全环食（同一次日食，一部分地区可见日全食，另一部分地区可见日环食），另外一次就是10月14日晚至15日的日环食现身天宇。

定义

日环食是日食的一种，是根据光的直线传播形成的。发生时太阳的中心部分黑暗，边缘仍然明亮，形成光环。这是因为月球在太阳和地球之间，但是距离地球较远，不能完全遮住太阳而形成的。发生日环食时，物体的投影有时会交错重叠。

发现历史

早期

在古代，中国和巴比伦等文明国家都有很多日食的记载及研究，逐渐了解到日食和月全食的原因和发生规律，并且进行预报。在中国的古书中虽然有相关记录，但也不详细。早在三千多年前，中国古代在殷墟出土的甲骨文中就有五次日食记录。前735年，《诗经·小雅》的《十月》记载：“十月之交，朔月辛卯，日有食之。”《春秋》一书，就记载了自前720-前481年的37次日食。在古代，天文学家就知道日食有一定的出现规律，古代巴比伦人发现了日、月食发生的周期，称为沙罗周期(Saros，是重复的意思)。中国古代也提出过类似的日月食规律，如汉代的《太初历》记载的交食周期为135个朔望月(986.63天）。

在中国从汉朝开始，天象记录日趋详尽、精细。对日食的观测，不但有发生日期的记载，而且开始注意到了食分、方位、亏起方向及初亏和复圆时刻等。

现代

随着社会的进步，日食成为科学研究的对象。在17世纪和18世纪，日食观测还只局限于天体力学的范畴，也就是说利用日面和月面接触的时刻，来校正月球的星历表。到19世纪中叶，由于光学、光谱学和照相技术的应用，日食研究开始进入天体物理的领域，并取得了辉煌的成绩，

自20世纪50年代以来，人类观测日食的方式和手段不断发展和提高。从最初的地面观测，逐渐演变为高空观测，甚至利用地球大气外观测。同时，观测手段也得到了极大的丰富，包括飞机、气球、火箭、人造卫星等先进设备都被用于观测日食。这些改进使得人类能够更深入地研究日食现象，获取更准确的数据和信息。

名称由来

太阳是万物之源，发生日食时古人认为是不吉祥的征兆。与日食有关联的厄运的含义就包含在它的词源中。“eclipse”这个词来自于古希腊语，意为“废弃”“没落”和“黯淡”，古希腊人把日全食解释成是太阳抛弃了地球。在汉语中，日食名字由来，与古人对日食现象解释有关。在各种解释日食成因的神话中，最为常见的就是发生日食时是太阳被某种动物吞掉。印度人和土耳其人认为日全食期间有条蛇在吞噬太阳，古埃及的太阳教徒相信，存在着一只食日的蟒蛇。在中国，流传着天狗食日的传说，在日发生时，人们会敲锣打鼓，制造巨大的声响，来驱赶天狗。印度神话中，也有把日食现象归咎于一个叫做“罗喉”的恶神。古人对这类天体现象的命名即表明了他们的解释，“食”即表明了吞食，“以为日食的发生是太阳被某种神物吞食下去。”

“annular（环食）”来源于拉丁文中的环“ANNULUS”，这时，日食以它们最黑，最大程度的时间点命名，尽管它只持续不到一秒。即使只能在一个地点看到这种典型的火环，这整个日食也被称为一个日环食。

形成原理

形成原因

日环食的本质实际上是因为月球离地球较远，月球的本影不能到达地面而它的延长线经过了地面，而位于月影的本影延长线区域（伪影区）的人们就能看到日环食。如果月球离地球较近，月影本影能到达地面，则本影下的人们看到的是日全食。

日环食还与地球和月亮本身有关。因为地球和月亮都是不透光的球体，所以太阳照射到光，有时会被月球挡住。农历初一初二就有可能发生日环食。在以上日子中，如果地球、月球、太阳在同一条直线上时，日环食就发生了。太阳射出的光线被月球挡住，而在月球的阴影区内，人就不能接受到阳光，所以就无法看到太阳。又因为月球到地球的距离与月球到太阳的距离不同，且月球离太阳比月球距离地球大很多所以月球就把太阳遮住，只露出周围的一部分，所以形成日环食。

从太阳和月亮的视直径上分析，从地球上看太阳和月球，它们的视直径差不多，都是32角分左右。由于地球绕日运行和月球绕地运行的轨道都是椭圆，因此三者之间相对距离会有些变化，导致太阳和月球的视直径也会发生相应变化。太阳视直径范围为31分28秒到33分32秒，月球视直径范围是29分56秒至33分28秒。因此可能出现月球视直径大于等于或小于太阳视直径的三种情况，分别发生日全食、全环食和环食三种情况。

同一次日食，在地球上不同区域，看到的日食种类也不相同。日食时实际月影只扫过地球表面局部地带叫日食带。地球上处在月球半影区的人只看到日偏食；处在月球本影区的人才可以看到日全食；若日食时仅伪本影(及半影)扫过地球，处于伪半影区的人可看到日环食。

形成条件

日食是在一定的条件下形成的。日食是地球位于月影方向(日月延长线)上，也就是说，只有当月球地球和太阳位于(或基本位于)同一条直线上时才会发生日食，这基本条件可分为两个具体条件：

时间条件

日食发生于朔，月全食发生于望。在一个朔望月中，只有日月合朔时，地球才有可能位于月影方向上，从而发生日食；只有日月相望时，月球才有可能位于地球本影方向上从而发生月食。但并非所有的朔、望都有食的发生，因此发生日月食还需要下一个条件。

日环食发生条件

1.在新月期（初一）

2.同时，月球处于（或临近）黄道白道交点，这时地球、月球、太阳整齐的位于（或接近于）一条直线上。

3.月球处于远地点——月球离地球最远的地方，因此太阳的外边缘也就是阳光组成的环仍然可见。

交点条件

相对于地球绕太阳公转的轨道平面（黄道面），月球绕地球旋转的轨道平面（白道面）倾斜了5°，而两个轨道平面的交点就是黄白道（面）交点。当太阳和月亮都与月球交点很接近、可以和地球形成一条完美或近乎完美的直线的时候，我们就会经历一个持续约34.5天的食季。每次食季会出现两到三次日食月全食现象——其中至少一次、最多两次是日食（并不是在同一地区）。

如果月亮绕地球公转所在的平面(白道)与地球绕太阳公转所在的平面(黄道)是重合的，太阳、地球、月亮也一定在一条直线上，月亮把太阳光遮住，即发生日食。由于黄白交角的存在，黄道和白道并不重合而是有一个5°9"的夹角，日月相冲时，太阳地球和月球不一定在同一平面上，月球不一定能从地球的本影中通过。只有当日月同位于黄白交点或其附近时，这时的朔会出现日食，这时的望也才会发生月食。

地月位置

因为地球和月亮都是不透光的球体，所以太阳照射的光，有时会被月球挡住。农历初一初二就有可能发生日环食。在以上日子中，如果地球、月球、太阳在同一条直线上时，日环食就发生了。太阳射出的光线被月球挡住，而在月球的阴影区内，人就不能接收到阳光，所以就无法看到太阳。又因为月球到地球的距离与月球到太阳的距离不同，且月球离太阳比月球距离地球大很多所以月球就把太阳遮住，只露出周围的一部分，所以形成日环食。

时长

在日环食可见的地区，日环食可持续超过3小时。从开始到结束，整个日环食过程可以持续超过6小时，但不是在同一个地区。环，空中“火环”的可视时间在低于一秒到超过12分钟之间变动。

2010年1月15日的日环食见环食最长时间为11分04秒，接近理论上的最大值，见食地点位于印度洋北部。而1992年，世界范围内曾发生过的环食时间长达11分41秒，但下一次环食时间超过11分04秒的情况则要等到3043年的日环食了。也就是说，此次日环食是自1992年到3043年的1000多年间已经发生或者将要发生的日环食中见食时间最长的，号称“千年一遇”。在中国，云南省瑞丽地区距离环食带中心最近，因此是中国环食见食时间最长的，达到8分17秒。

发生过程

日环食过程分为初亏、偏食、环食始、食甚、环食终、偏食、复圆。发生日环食时，物体的投影有时会交错重叠，公众可在短时间内欣赏到“日有阴晴圆缺”。月亮在太阳的中心，但无法遮住整个日面。一个“光环”包在月球外围。此时月球离地球较远，月球的本影不能到达地面而它的延长线经过了地面，而位于月影的本影延长线区域（伪影区）的人们就能看到日环食。

因为月球自西向东视运动比太阳快，日食总是先从太阳西边缘开始向东增大被食部分。由于月影在地球处自西向东扫过的速度(约1km/s)比地球表面自转速度(赤道上也不到0.5km/s)快，月影在地面上大致从西向东移动，因而地面日食带不同地点看到日食发生的时间就不同，西部比东部先见到日食。

日食过程图表

日食过程全部结束日食程度也以食分表示，定义为食甚时日轮被遮部分与太阳直径之比。日全食的食分略大于1，而日偏食的食分小于1。

简单地说，就是太阳被一点一点“吃”掉，成了一个亮环，接着又被一点一点“吐”出来的过程。如果当天阳光灿烂，能看到太阳突然间被一个黑影遮挡住，黑影不断在扩大，感觉黑夜要来了。当太阳只剩下一个小月牙形时，天色暗淡，一直持续至太阳完全被黑影遮住。暗淡是暂时的，慢慢地月影向东移出，太阳慢慢露出光芒，直至恢复日食之前的样子。

观测与探测

业余观测

选择好合适的滤光片

虽然将近日落，但阳光仍旧刺眼，要注意保护眼睛，选择好滤光片，电焊玻璃、电脑软盘芯、照相底片都可以试一试，即使如此，看的时间也不要过长，拍照时，在镜头前也要加上适当的滤光片，否则会损坏相机。在太阳落山的时候，可试着取下滤光片，直接用肉眼看一眼，但不要时间过长。

选择好适当的观看地点

最佳的观看地点是高处，能看见太阳落山的地方。如身处高层楼房，可在朝西的阳台或窗户观看。或上天塔、山顶，但一定要在前两天选择好这个地点，还要试拍太阳，测好曝光量，不要临时抱佛脚。最好在初亏之前进入观看地点，直到日食或日落结束，看个全过程。

注意观看的时间

要以当地预报时间为准，最好在初亏之前进入观看地点，直到日食或日落结束，看个“全过程”。

注意事项

观测日环食最重要的就是要保护眼睛，虽然日食是太阳整个或者部分被遮挡，太阳光并不是十分刺眼，然而 1％的太阳面积所发出的光比电焊发出的光的亮度还要强，被伤当时可能会没有感觉，但几小时以后就会出现不良反应，严重者造成永久失明。因此，观测时一定要用减光装置。

观测时一定要用减光装置，譬如，专业观测镜，或者是到专业观测点进行观测，虽然专业观测镜滤光条件比较好，但是也不能长时间观看，一定不要用肉眼直视太阳。

相机照相观测法

日食照相和摄像的基本方法，只需要把普通天文摄影和摄像的基本方法，和前文所述的目视观测太阳的基本方法结合起来就可以。天文摄影最简单的方法是用相机直接拍摄，对于太阳而言，许多照相机的长焦端都足可以拍到较大的像了，在非全食阶段，只需要将滤光片罩在相机镜头前就可以拍摄。如果用墨水盆法或者望远镜投影法观测日食，直接把看到的拍下来即可。至于全食阶段，直接用相机对着太阳拍就行了。用相机直接拍摄还可以实现许多创意摄影。最经典的是拍摄日全食的糖葫芦串像。

摄像观测法

和照相机类似，直接用摄像机加滤光片拍摄日食过程就是非常好的观测手段。一般而言，摄像机的长焦端比普通相机的长焦端还要长，因此能拍摄到更大的太阳像，足以满足一般观测需要。只需要在镜头前罩上滤光片，找到太阳，将光学变集的倍数放到最大，然后开始拍摄，摄像机一般都能比较正确地自动对焦和设置曝光参数。实在不行，就改为手动挡(如果有的话)来手动设置曝光参数，并手动对焦到无穷远。

天文观测

在过去，观测日食常用光学的方法，就是用望远来摄影，用分光仪来拍摄光，用光电光度仪器测量等等。观测月全食时，必须注意地影和月面相接触的四个点的时刻。四个接触点（切点）的时刻要力求下（通常应用时仪记录)，以供研究之用。天文学家会在在日食的短暂时间里，使用各种各样的天文望远镜和射电望远镜观测日食，对它进行拍照和记录，分析它的光谱和射电强度变化曲线。

望远镜目视观测

用天文望远镜进行目视观测，有两种办法。一种和上面的直接目视观测类似，在望远镜前端加上专用的太阳滤光膜，将绝大部分的阳光滤掉后，就能在天文望远镜目镜上用肉眼直接观测放大许多倍之后的日食。二是投影法进行观测，如果实在没有滤光片，可以使用投影法进行观测，首先，将望远镜大概对准太阳方向，然后将一只手掌摊开放在目镜后面，离开目镜一个较短的距离，然后慢慢凭感觉寻找太阳的位置，找到太阳时，太阳的强光会通过目镜在你摊开的手掌上形成一个亮斑。这时锁定望远镜，调整望远镜的焦距，会发现在某个位置上手上的亮斑会变得非常清晰，这就是太阳的像，可以把手拿开在那里放上一张白纸，开始观测日食。

望远镜拍摄观测法

通过望远镜进行天文摄影的基本方法有两种，直接焦点法(简称直焦法)和放大摄影法(简称放大法)。由于太阳很亮，此感光度一般设置到最低就可以，快门速度则可以通过实拍一回放找出最合适的数值。如果有条件，最好使用快门线或者通控器进行拍摄，因为手按快门可能会引起震动造成画面模糊。

科学探测

研究日食的电离层效应大多采用垂测、高频多卜勒和卫星信标等手段。1959年美国麻省电波科学实验室，电子学会及空军剑桥研究中心Chester Malik等人用定频后向散射环视扫描法研究了1959年10月2日日食的电离层效应，记录了全方位上日食前后的后向散射信号。指出F2层食效应的复杂性及定量分析的困难。1963年J.R.Davis等采用美国海军研究室的后向散射仪进行定频观测A型显示研究了1973年7月20日美州日食，得到日食引起D层及Es层离化减弱和 F2层发生分裂的结果。

2019年12月26日国家天文台兴隆观测站提供的直播信号，使用的是公共天文台上的太阳望远镜。这是一台专用于太阳观测的科普望远镜，装有Hα滤光片，可过滤99 %以上的太阳光。而据央视新闻报道，中国科学院云南天文台在直播中动用了“观日神器”——NVST一米新真空太阳望远镜。作为目前世界上最大口径的真空太阳望远镜，当前国际上地面四大前沿太阳观测设备之一，其有效口径为0.99米，真空窗直径达1.2米。

重大事件

研究日食对中国大气边界层热力状态的影响

地球的能量主要来源于太阳，太阳的辐射变化对地球大气边界层有着潜在的影响。日食过程中太阳被遮挡，减少了到达地球的热辐射能量，大气热力状态被改变，为研究大气层热力状态的变化提供了一个好的机会。

2020年6月21日，在中国境内出现了一次日环食，除日环食带以外中国其他地区都可见到日偏食。为了研究日食对边界层大气热力状态的影响，分析了西安市、遵义市、南宁市和宜宾4个不同地区的微波辐射计实时连续观测的大气温湿度廓线数据，研究日食期间不同日面遮挡程度对不同边界层高度上大气热力状态的变化及其受天气条件的影响。

研究结果表明，日食期间，由于太阳被月球遮挡，到达地面的太阳辐射减少，边界层大气温湿度发生了明显的变化响应；太阳被月球遮挡的越多，边界层温湿度变化更加明显。温度随太阳被遮挡面积变大而减小，湿度表现出相反的现象，水汽密度在日食的整个过程中受到日食的影响较弱；日食过程中，边界层温湿度变化相比于日食发生要滞后约15-20分钟左右；日食期间地面温湿度的变化还受到云层的影响，云对太阳辐射的衰减也是一个重要影响。

检验了广义相对论所提出的引力透镜效应

广义相对论该理论提出引力能弯曲光线，观察时即表现为某天体附近的星星视位置发生变化。而一般的天体造成的弯曲太小，地球上难以观察到，只有太阳的引力能引起足够大的弯曲。而平时太阳的强光将其附近的星光完全湮没，因此日全食成了观察这一效应的最佳机会。检验了广义相对论所提出的引力透镜效应。

亚瑟·埃丁顿在非洲海岸线上的几内亚湾的普林西比岛，发生日食时两支观测队分别拍摄了太阳附近的星光照片，发现星光受太阳引力发生弯曲，证实了广义相对论所提出的引力透镜效应。这次观测的结果是，“在太阳附近确实发生了光线的偏折，偏折大小正是阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论所需要的大小。”

国际合作

中国射电天文学的发展和日环食的观测还有一段渊源。1958年中苏联合海南岛日环食观测为射电天文学这门新兴学科在中国的发展提供了一个契机。那次观测旨在研究太阳的射电辐射，由苏联主导，中国方面组织和培训了一批科研人员协助苏联进行观测。

虽然在基础知识背景方面不足，但苏联射电天文学家的讲座促进了中方人员开展射电天文的积极性，后续还开展了射电天文训练班，为射电天文研究人员打下了必要的理论基础。而且，中国的科研人员通过借用苏联的射电望远镜进行熟悉和解剖，研究从苏联借来的图纸，慢慢也掌握了设备制造的相关技术和原理。

学术研究

1.通过观察日食，可以研究太阳光球的“临边昏暗”规律。理论和实践均证明，一个从里向外温度逐渐降低的高温气体球，必定出现“临边昏暗”现象。也就是说，它的视圆面中心最亮，越向边缘就越暗。太阳的临边昏暗现象早就被发现了，日轮中心最明亮，越是临近边缘就越昏暗掌握了临边昏暗规律，就能反过来推算太阳光球内的物理状况(温度、压力、电子密度等)。日环食虽不及日全食，但也还是研究临边昏暗的有利条件。

2.研究“引力会使光线偏折”。阿尔伯特·爱因斯坦在20世纪初根据他提出的广义相对论《关于引力问题的一种物理理论)，预告由于太阳引力的作用，星光从太阳旁边经过时，就会发生偏折，偏折的方向是向太阳靠拢，星光方向改变的大小是1角秒。平时由于阳光灿烂，看不到太阳近旁的星，所以无法测量星光究竟是不是偏折了。日全食时，天空昏暗和太阳方向靠得很近的那些星星显现出来，就有可能测量了。进入20世纪以来，曾经利用许多次日全食进行了测量。由于这种测量困难很大，极难测准，所以各次测量的结果往往不太一样，有时甚至差得很多。但是，基本上都肯定了星光经过太阳近旁时，确实会朝着太阳偏折，而且偏折的数值比原来测定的还要大(约为2角秒多些)。这个问题很复杂，还有待于今后做更多的研究。