太阳和月亮每天都在天空上运动，当它们运动到一定位置时就会发生日食和月食现象。
早在我国古代就有很多关于日月食的记载。就比如，诗经小雅中有:”十月之交，朔日辛卯，日有食之，奕孔之丑。彼月而微，此日而微……”这次日食发生在周幽王六年，官吏们借这事在讽刺周幽王的荒淫无道。在今天我们也常常能够看到日月食现象的发生。
那么这样的日月食现象是怎样发生的呢?给大家看一个图就能够明白了。
图中是地球和月球的影区，日月食就是地球或月球进入月球或地球的影区形成的。
当月亮运行到太阳与地球轨道之间且在同一直线上时，就会发生日食现象。日食类型有4种，即日全食，日环食，全环食和日偏食，全环食又叫混合食。全食，环食和全环食合称中心食。A是月球的半影区，B是月球的本影区，C则是月球的伪本影区。当地球进入月球的本影区时就会发生日全食，当地球进入月球半影区时就会发生日偏食，当地球进入月球伪本影区时就会发生日环食。另外的，当月球影锥C部分先扫过地球表面，然后B部分扫过地球表面，最后又以C部分扫过地球表面，使地球一部分地区看到环食，另一部分地区看到全食，而另一部分地区又看到环食。这种食的次序是环食→全食→环食，这就是全环食。在发生中心食时，必附带着偏食，就比如我们在查看日食影区图时会看见一片影区和一条长长的带子，那条长长的带子就是中心食带，周围的影子全食偏食带。
接下来再来说说我们的月食。
当太阳，地球和月球运行到一条线上，且地球在太阳和月球之间时，就会发生月食。月食的种类包括月全食，月偏食和半影月食3种。由此，可见日食和月食都有的类型是全食和偏食，而环食是日食独有的，既然不存在月环食，那么月食自然也就不存在全环食了。在日食全部过程中，有一段时刻整个月球被地影遮去，这种现象叫月全食。如果月食从开始一直到终了，月球只有一部分走进地球本影，也就是在整个月食过程中，月面只有一部分被遮住，这种现象叫月偏食。另外，月球进入地球半影里的食，叫做半影月食。
接下来我们需要了解一些天球的知识。我们把太阳在天球上的运动轨迹称为黄道，把月球在天球上的运动轨迹称为白道。太阳运动的黄道面与月球运动的白道面是不重合的，他们之间存在一个夹角，称为黄白交角，黄道面与赤道平面的夹角称为黄赤交角。如果天体在轨道上运动时是从南至北穿过参考面，则这个点称为升交点；反之如果是由北至南，则称为降交点。
太阳与月球在天球上面都是在向东运行的。由于月球在天球上运动的速度比太阳快很多，所以我们会看到月球是自西向东地向太阳运动。所以日食的过程总在太阳的西边缘开始，在太阳的东边缘终了。
日全食过程中有4个食相，分别是初亏、食既、生光和复圆。月轮中心和日轮中心有最靠近的一个瞬间，这个时刻称为食甚。让我们用图示来了解，如下：
日全食时我们将过程可以分解为偏食——全食——偏食结束，这样我们能更好的理解日全食的食相变化。
日偏食开始时月轮东边缘同日轮西边缘相外切，这时的食相叫作初亏。
日全食开始时月轮东边缘同日轮西边缘相内切，这时的食相叫作食既。
日全食结束时月轮西边缘同日轮东边缘相内切，这时的食相叫作生光。
日偏食结束时月轮西边缘同日轮东边缘相外切，这时的食相叫作复圆。
注意的是日环食和日偏食没有食既和生光这两种食相。由于在月轮边缘有环形山，所以在食既和生光的瞬间，人们会看到一些阳光从月轮边缘的缝隙射出，形成贝利珠，当然地，日全食还有 “钻石环”现象。
和日食不同的是，月食在月轮的东边缘开始，在西边缘结束。月全食同样有四种食相，也分别是初亏、食既、生光和复圆。月面中心与地球的本影面中心最靠近的一个瞬间称为食甚，月全食在时既阶段后，太阳光受到 地球大气层折射的影响，从而形成“红月亮”。
月偏食开始时月轮东边缘同地球本影的西边缘相外切，这时的食相叫作初亏。
月全食开始时月轮东边缘同地球本影的西边缘相内切，这时的食相叫作食既。
月全食终了时月轮西边缘同地球本影的东边缘相内切，这时的食相叫作生光。
月偏食终了时月轮西边缘同地球本影的东边缘相外切，这时的食相叫作复圆。
我们可能会注意到有些日偏食发生时，月轮覆盖日轮的面积有所不同。这就要提到食分的概念，食分是表示的月面或日面被掩食的程度。在全食中，食分大于等于1，一般来说，食分越大，全食(食甚)的时间就越长，2018年7月28日的月全食是本世纪食甚时间最长的月全食，也就是说，2018年7月28日的月全食是本世纪食分最大的一次月全食，食分可达1.613。
前面讲到日全食现象是地球进入月球本影区形成的，那我们该如何计算月球本影的长度呢?我们假设S为太阳的中心，M为月亮的中心，AS为太阳的半径，BM为月球的半径，日月距离为SM，月球本影的长度为H=MC，过M作MK平行与AB，则△MBC∽△SKM。如下图：
所以有这样的关系MC⁄BM=SM⁄AS-BM，即MC=(BM/AS-BM)×SM，代入太阳半径(696000km)和月球半径(1738km)后可以得到：H=MC=SM/399.46。即月球本影的长度为日月距离的四百分之一。
我们可以通过上面的式子来计算月球本影的长度，那我们怎样来计算地球本影的长度呢?
同样的，我们设S为太阳的中心，E为地球的中心，AS为太阳的半径，BE为地球的半径，日地距离为SE，地球本影的长度为H=EC，过E作ED平行与AB，则△EBC∽△SDE。
和推导月食本影的方法一样，我们最后得到：EC=(BE/AS-BE)×SE，代入太阳半径(696000km)和月球半径(1738km)后则可以得到：EC=SE/108.125。实际上地球直径比月球直径长约4倍，所以地球本影长度也大约是月球本影长的四倍，是可以很快的算出来的。
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原创作者：李金庭
修改指导：澄风酌月
初步审核：为光
