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月食

月食

月食（英语：Lunar eclipse或eclipse of the moon），又称月蚀，是当月球运行进入地球的阴影（本影部分）时，原本可被太阳光照亮的部分，有部分或全部不能被直射阳光照亮，使得位于地球的观测者无法看到普通的月相的天文现象。月食可以分为半影月食、月偏食、月全食、中央月食、水平食。其发生时，太阳、地球、月球恰好或几乎在同一条直线上，因此月食必定发生在满月的晚上（农历十五、十六、或十七）。

与只能从世界上相对较小的区域观看日食不同，月食可以从地球夜晚的较多地方观看。月全食全过程可持续长达3小时以上，其中月全食可长达1小时以上，月食无需任何护眼或特殊预防措施即可安全观看。世界最早的月食记录是公元前2283年美索不达米亚的月食记录，其次是中国公元前1136年的月食记录。

月食的全过程包括半影食始、初亏、食既、食甚、生光、复圆以及半影食终。任何连续两次月食之间的时间间隔可以是1、5或6个阴历月（朔望月），月食发生的时间需要经过精密计算得出。月食会对地球的地质（影响潮汐）以及人造天体有一定影响。

分类

月食可以分为半影月食、月偏食、月全食、中央月食、水平食。

半影月食

地球的影子分为“本影”和“半影”。月亮在围绕地球运行中，如果进入地球的本影，这个影子会遮住投射到月面上的全部阳光，月亮会显得很昏暗，几乎看不见。但如果只穿过半影，这个半影只能遮住投射到月球的一部分阳光，这时就会看到月亮比原来灰暗一些，亮度有所减弱，而不至于全部看不见，这就是半影月食。即当月球走进半影区域时就发生了半影月食。由于半影远没有本影暗而无法遮住月光，所以一般用肉眼是无法看到半影月食的。要想看到半影月食，则需要带上普通天文望远镜。

月偏食

当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食。月偏食发生时，月亮将呈现一半白色，一半古铜色。在月偏食期间，月球只有一部分进入地球的阴影，看起来像是月球表面被“咬了一口”。地球的阴影在月球面向地球的一侧会显得很暗。据美国航空航天局称，人们看到月球被“咬合”的程度取决于太阳、地球和月球的排列方式。

月全食

月球完全进入地球本影时，就会发生月全食。这时穿过地球大气层的阳光到达月球表面，照亮了月球，由于波长较短的颜色（蓝色和紫色）比波长较长的颜色（如红色和橙色）更容易发生散射，较长的波长可以穿过地球大气层，而较短的波长则被散射掉，因此月球在月全食期间呈现橙色或微红色。月全食期间地球大气层中的尘埃或云越多，月球就越红。

月全食光度分级：

中央月食

月球在穿过地球阴影中心后到达反日点，就会出现中央月食。

月平食

当太阳和月亮同时可见时，称为月平食。即由于太阳和月球的图像都通过大气折射“提升”到地平线以上，太阳和月亮在天空中的角度正好是180度，就会出现月平食，但是这种现象几乎不能被观察到。

历史记载

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。例如，在中国河南安阳发掘出来的商朝最后首都遗址的文物——殷墟甲骨文中，记载着公元前1000多年前发生的月食。古代中国与非洲民间认为月食是“天狗吞月”，必须敲锣打鼓才能赶走天狗。

公元前4世纪，亚里士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里斯塔克斯和公元前2世纪的喜帕恰斯都提出通过月食测定太阳地球-月球系统的相对大小。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，克罗狄斯·托勒密利用古代月食记录来研究月球运动，这种方法一直被延用。在火箭和人造卫星出现之前，科学家一直通过观测月食来探索地球的大气结构。

中国东汉时期的天文学家张衡（公元78～139年）在《灵宪》一书中阐明了月食发生的成因：“月光生于日之所照，魄生于日之所蔽。当日则光盈，就日则光尽也……当日之冲，光常不合者，蔽于地也，是谓暗虚。在星则星微，遇月则食。”在这段话中，张衡不仅已认识到月球因反射太阳光而生光，而且指出了月食天象出现的科学原理：满月之时，本应该能看到一轮圆月，但有的时候却看不到，其原因是日光被地球遮去。张衡还测得太阳和月球的角直径约为29′5，这与现代测定值31′5相差不大。

中国古代关于月食的记载有：商代甲骨文记月蚀的卜辞有：“王固曰：有祟，不其雨。六日甲午，夕，月有食”；“旬壬申，夕，月有食”等。《诗经·小雅·十月之交》中记载：“彼月而食，则维其常”—平时月食也曾有，习以为常心不扰。《荀子·天论》中也提到：“夫日月之有食，风雨之不时”。古代中国民间不明白月食的原理，认为月亮被蛤蟆精吃掉了。“虾蟆食月”出自《史记》卷一二八《龟策列传》：“月为刑而相佐，见食于虾蟆”。唐朝李白《古朗月行》中描述：“黑眶蟾蜍食圆影，大明夜已残。”

过程

月食的全过程可分为7个阶段，其中的半影食始和半影食终不易为肉眼所察觉，可以忽略不计，故月全食的全过程也称为月全食的五步曲。

在此过程中，月偏食没有食既、生光过程，食甚也只表示最接近地球阴影的时刻。

时间

发生时间

由于太阳和月球在天空的轨道并不在同一个平面上，而是有约5度的交角，所以只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生月食。

由于月亮围绕地球运动的轨道面（白道面）和地球围绕太阳运动的轨道面（黄道面）有平均5°09′的夹角，望的时候，月亮有时在地影的上方通过中，有时在地影的下方通过，并不发生月食。只有当望的时候，太阳、月亮在黄白交点附近才会发生月食。由于太阳、月亮的视直径都在半度左右，所以当太阳距交点一定角距离内（限角），望时，月亮就能进入地影而发生月食。这时，太阳距交点的角距离叫做食限。由于月亮和太阳的视直径随着它们和地球的距离的变化而有时大些，有时小些，而且黄白交点也有变化，所以食限也有所变动。根据计算，望的时候，月食最大限角为11°9′，最小限角为10°0′。即望的时候太阳离开交点的角距离大于10°时，地球上一定在某个地方能够看到月食。

由于黄白交点有两个太阳在一个历年内通过升交点、降交点各1次，所以一年中有2个时期会发生日食和月食，发生日、月食的时期叫作食季。日食食限约18°，运行到交点以东18°，太阳作周年视运动从交点以西18°，约需36天，所以日食的每一食季为36天。对于月食，月食食限为12°，所以月食的每一食季只有24天。日食季是36天，这比朔望月的长度29.5306天要长，因此在1个日食季内必定会发生1次日食；1年内至少发生2次日食，如果每一食季中包含2个朔日（食季始即是朔日，食季尾必有朔日），则会发生2次日食。1年就会有4次日食发生。由于月食食季只有24天，比朔望月的平均长度29.5306天短，月食季内可能含有1个望日，也可能不包含望日。就是说1年内可能有2次月食，可能一次月食都不发生。

持续时间

月食持续多久，取决于月球深入地球本影的深度以及月球距离地球的距离。当月球靠近距地球最近点（近地点）时，与靠近距地球最远点（远地点）时相比，它在轨道上的移动速度要快得多。发生日全食的情况下，可持续大约三个小时：月球完全移入本影一小时，月球完全没入本影一小时，月球移动一小时走出本影。全食性可以从短短几分钟到长达107分钟不等。在后一种情况下，月球直接穿过地球阴影的中心，同时在其轨道（远地点）中以最慢的速度移动。

周期

由于黄白交点是变动的，交点的位置每年自东向西移动19°4′，每18.6年在黄道上运行1周。太阳是自西向东在黄道上作周年视运动的，即交点迎着太阳运行。当太阳从一交点起经过另一交点再回到原来交点运行一周所用的时间，比太阳在黄道上运行1周的时间要短19天，为346.62天（叫交点年，也叫食年）。所以食季平均每年提早19天。由于食年比回归年要短19天，所以在一历年内太阳可能3次经过交点。例如，1月1日通过升交点，半年之后通过降交点，到了年末再一次通过升交点，即是说一年内有2个半食季，这时一年中可能发生7次日、月食（5次日食、2次月食，或4次日食、3次月食）。一年中日食次数比看到月食的次数多。对于地球某一地点，实际上看到的月食次数比看到日食的次数多。这是由于发生月食时，背着太阳的半个地球都可看到。而发生日食时，月亮影锥只扫过地球上一个狭窄的地带，只有日食带内的人才能看到日食。尤其是全食带只有200多千米宽，有时大部分在大洋地区，因此很少有人能看到日全食。一个地方平均要二三百年才能看到一次日全食。

任何连续两次月食之间的时间间隔可以是1、5或6个阴历月（朔望月），并且相隔1个、5个或6个月的月食通常是不同的。它们通常具有不同的类型（即半影、偏食或全食），具有不同的日-月-地排列几何形状，并且具有不同的月球轨道特征（即近地点经度和升交点经度）。但是，这些时间对于未来月食的预测没有任何价值，因为它们不会以可识别的模式重复。

是否发生月食，需经过精密计算：

月食表

影响

月食会对地球的地质产生影响，月球的引力会影响地球上的潮汐。当月食发生时，潮汐会变得更加极端，出现高潮和低潮，这可能会影响沿海生态系统和世界各地船舶的航行。

月全食对于靠太阳照射太阳能帆板供电的人造天体有一定的影响。例如2007年10月24日升空的中国绕月卫星“嫦娥一号”就在2008年2月底面临月全食的考验，迎接暂时的“能源”危机和低温考验。当月全食发生时，整个月球以及绕月卫星都会“钻”进地球的巨大身影中，估计有3-4个小时照不到阳光。由于“嫦娥一号”主要靠太阳照射太阳能帆板供电，尽管卫星上装有蓄电池，但蓄电池只能保障短时间供电。在这段时间里，卫星上的个别科学设备将暂时关机，让身在太空的“嫦娥”尽可能“节衣缩食”，确保挺过难关。月食过后，再进行开机控制。整体而言，月食对“嫦娥一号”卫星工作没有太大的影响。