灵鹊做题网月全食和日全食哪个经历的时间长
来源：学生作业帮 编辑：灵鹊做题网作业帮 分类：综合作业 时间：2024/04/29 04:38:16
月全食和日全食哪个经历的时间长
一次月全食和一次日全食所经历的时间哪个长?
在地球萨和观测的范围那个广?
为什么?
一次月全食和一次日全食所经历的时间哪个长?
在地球萨和观测的范围那个广?
为什么?
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.
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.
食季的长短主要取决于食限的大小.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（平均每日59′）,人们就能推算食季的约略日数.例如,日偏食的最小食限是15.9°,那么,它的食季不会短于15.9°× 2÷59′＝32.2日.这个长度已超过朔望月.这就是说,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,这样,一年便有四次日食.
又如,月偏食的最大食限为11.9°,那么,它的食季长度不会超过11.9°× 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.
由于黄白交点每年向西退行约20°,一个交点年（也叫食年）只有346.2600日,比回归年短约19日.因此,可能出现下列两种情形：
第一,一年中有两个完整的食季和一个不完整的食季.若第一个食季刚好在年初开始,除在年中遇到第三个食季外,在同年的十二月中旬,还可能迎来第三个食季.在这种情形下,这一年有可能发生五次日食和二次月食.第二种情形是,一年中有一个完整的食季（年中）和二个不完整的食季（年初和年终）.在这种情形下,有可能发生四次日食和三次月食.
以前一种情形为例,假如第一个食季开始于1月1日,又恰逢合朔并且发生日食.在以后的346日（一个食年）中,在最有利的情形下,二个食季有可能发生四次日食和二次月食.第三个食季开始于12月12日前后,由于12个朔望月为354.36日,比食年约长8日,即要到12月20日前后,才能遇上第十三次合朔,有可能发生额外的、也是这一年最后的一次日食.剩下的日期已不足半个朔望月,即使随之发生月食,也要等到第二年的一月上旬.不过,这种情形十分罕见.
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.
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.
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.
食季的长短主要取决于食限的大小.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（平均每日59′）,人们就能推算食季的约略日数.例如,日偏食的最小食限是15.9°,那么,它的食季不会短于15.9°× 2÷59′＝32.2日.这个长度已超过朔望月.这就是说,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,这样,一年便有四次日食.
又如,月偏食的最大食限为11.9°,那么,它的食季长度不会超过11.9°× 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.
由于黄白交点每年向西退行约20°,一个交点年（也叫食年）只有346.2600日,比回归年短约19日.因此,可能出现下列两种情形：
第一,一年中有两个完整的食季和一个不完整的食季.若第一个食季刚好在年初开始,除在年中遇到第三个食季外,在同年的十二月中旬,还可能迎来第三个食季.在这种情形下,这一年有可能发生五次日食和二次月食.第二种情形是,一年中有一个完整的食季（年中）和二个不完整的食季（年初和年终）.在这种情形下,有可能发生四次日食和三次月食.
以前一种情形为例,假如第一个食季开始于1月1日,又恰逢合朔并且发生日食.在以后的346日（一个食年）中,在最有利的情形下,二个食季有可能发生四次日食和二次月食.第三个食季开始于12月12日前后,由于12个朔望月为354.36日,比食年约长8日,即要到12月20日前后,才能遇上第十三次合朔,有可能发生额外的、也是这一年最后的一次日食.剩下的日期已不足半个朔望月,即使随之发生月食,也要等到第二年的一月上旬.不过,这种情形十分罕见.
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.