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天文資訊 > 特別天文事件 > 日月食問與答 - 第二頁 [更新] [English]

日月食問與答 - 第二頁
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問題 (續):

  1. 最長的月全食可達多長? 它的所需條件為何? [答案]
  2. 日全食時天空情況是怎樣的? 光度如何? [答案]
  3. 可否由偏食開始說說日全食過程中觀測者可看到的情景和感覺到的變化? [答案]
  4. 請問何為沙羅週期? 它怎樣幫助古代人預測食的發生? [答案]
  5. 沙羅號碼是根據甚麼機制來排序的? 那些號碼有甚麼特點? [答案]
  6. 現時進行中的沙羅號碼為何? [答案]
  7. 為甚麼月全食時可以見到月球表面? Danjon 等級又是甚麼來的? [答案]
  8. 日全食/環食路徑有何特點? 相對於地面,該路徑的移動方向為何? 有沒有例外? [答案]
  9. 日食時,月球的本影移動速度有多快? [答案]
  10. 兩極是否只可看到日偏食? [答案]
  11. 在美國太空總署的日食圖中,那些標著 "日食於日出/落時開始/完結" 和 "日出/落時食甚" 的線代表甚麼? [答案]
  12. 在美國太空總署的日/月食圖中,U1, P1, P2 等符號代表甚麼? [答案]
  13. 伽馬數和食的時間有甚麼關係? [答案]
  14. 愛因斯坦怎樣利用日食來協助證明廣義相對論? [答案]
  15. 有沒有方法可以估算日食中倍里珠出現的時間、地點和數目? [答案]

答案:

  1. 現時的最長限度為 1 小時 47 分鐘,2000 年 7 月 16 日的全食幾乎達到此極限。長時間的月全食需要下列因素幫助 :
    • 日食需於北半球夏天時發生,因為在這時太陽距離地球最遠,地球的影錐也會延伸到較遠的地方。
    • 月球需於遠地點附近。雖然這意味著月球所經之處的地影較為細小,但從開普勒第二定律我們可以得知月球於遠地點速度最慢,也就是說它將會逗留在地影中較長時間。
    • 月球距離地球影軸越近越好,最佳當然是月球的中心經過地影軸。 [返回問題]
  2. 日全食期間是可以除下濾鏡,利用肉眼來觀看被完全食去的太陽的。太陽圓盤週邊會有一層暗光,是為日冕。全食時天空會變得非常暗,光亮的行星、恆星和彗星或會出現,但天空將不會像夜空那麼黑暗。天空最低的亮度約為 2 lux,大約為滿月時的光度。各個方向的地平線將呈現黃橙色,好像周圍皆是日出/日落那樣 (這光線其實是由周邊太陽未被完全食去的地方散發出來的)。


    日全食時,黃光於地平線清楚可見。影像為 2001 年 6 月 21 於贊比亞發生的日全食。圖片網址 : http://gloria-project.eu/solar-eclipse-2012/facts/; 共享創意特許條款按此。 [返回問題]
  3. 以下事件將會發生 (注意某些事件可以同時出現的,亦要留意下列描述假設觀測者在日食中心線上或附近) :

    大約時間 事件
    全食前 15 - 20 分鐘,當太陽約八成被食去 - 天空開始變暗,開始比天陰時的亮度還要低
    全食前 5 分鐘 - 月球的本影由西面湧來
    - 動物行為變得怪異,有些會誤以為日落時間已到
    全食前 1 分鐘 - 淺色平面可見日影條
    - 氣溫開始下降
    全食前 10 - 20 秒 - 鑽石環出現
    全食前 1 - 10 秒 - 月球凹凸不平的表面令倍里珠相繼出現和消失
    全食期間 - 地平面呈現黃橙色
    - 日冕可見
    - 光亮的行星、恆星和彗星或會出現
    - 氣溫明顯下降
    - 全食前後期或可見到日珥。離日食中心線越遠的地方,可見日珥的時間將會越長
    全食完結前約一分鐘 - 西面天空逐漸變得光亮,而東面則逐漸變得黑沉
    全食結束前 10 - 20 秒 - 日珥於太陽西面出現
    - 日冕變暗
    全食完結 - 一束光線由天而降;天空突然變得明亮
    全食結束後 1 - 10 秒 - 倍里珠數量增加,最終連結一起成鑽石環
    - 日冕消失
    - 月影向東快速移動
    全食結束後 30 - 60 秒 - 日影條再次出現
    - 動物逐漸回復日常活動
    - 氣溫明顯上升

    此後,偏食像倒帶般進行,直到月球完全離開太陽圓盤。 [返回問題]
  4. 沙羅週期是兩個有相似特徵的食發生相隔的時間,長度為 6585.3 日 (即 18 年 11 日又 8 小時),約為以下數值的公倍數 :

    • 為期 29.53 日的朔望月 - 一個沙羅週期約等於 223 個朔望月
    • 為期 27.21 日的交點月 - 一個沙羅週期約等於 242 個交點月
    • 為期 27.55 日的近點月 - 一個沙羅週期約等於 239 個近點月

    因此,我們會預計一個沙羅週期過後,太陽、地球和月球的配置將頗為相似,而給出相似的食。 這個週期相信是由迦勒底人於公元前幾世紀發現的。 由於古代通訊器材貧乏,有些他們曾預計而沒有出現的食可能只是出現於另一地方,而不代表預測錯誤。 因此發現這一週期和準確預計日月食對古人來說是一個非常艱鉅的任務。

    這個週期非常準確和易用 - 只須於一日月食的日期添加 6585.3 日便 (幾乎一定) 可得出另一個日月食日期。但上一段提到,由於食的地點不可由沙羅週期準確推斷出,下次日月食來臨時同一處地點未必可以看見。

    同一沙羅序列的食有不少相似點,但仍有一些分別 :

    • 沙羅週期長度並不是整數天,那代表地球必須自轉多 8 小時 (亦即 120 經度)。這樣下次的食將會於今次的食以西 120 度可見。由於這個原因,相隔三個沙羅週期的食 (即 19756 日或 54 年又 34 日) 將會於大約相同經度發生。但這仍不代表某地必然可以看到該次的食。
    • 沙羅週期長度並不是整數年,那代表序列中下次月食將於年內較遲時間發生。這會影響月球和太陽的相對大小,而日食帶亦會移向較北或較南的位置 (視乎該次的食於升交點或降交點發生)。比如說,若一次食於 9 月 1 日發生,那下一次將會於 9 月 12 日出現,屆時太陽將會較為接近地球 (地球遠日點在 7 月)。這有可能令月球不可完全覆蓋太陽,而該沙羅週期亦會由製造日全食變為製造日環食。
    • 那個公倍數的關係並不非常精確 - 223 個朔望月和 242 個交點月所需時間會有些微不同。所以,相對於交點,一個沙羅週期後月亮不會在同樣位置出現,所以一個沙羅序列中的食必然會由偏食階段演變為中心食,再於後期變回偏食。最後當月球離開交點太遠時,食將不再出現,而該沙羅序列亦會完結。這個過程需時約 1300 年,而一個沙羅序列平均有 72 次食。 [返回問題]
    沙羅序列 136 裡 71 次日食的其中 4 次。留意香港於 1955 和 2009 年均看到食分頗大的偏食 - 那是 3 個沙羅週期的間隔 (由於期間有較多閏年,實際日期差只為 54 年 32 日)。
  5. 沙羅週期是按照 "中間" 那次食的發生日期而排序的 ("中間" 的那次食是於最接近交點時發生的一次,亦是月球影軸最近地心的那一次),並不是按照沙羅序列首次食的日期而排列。下表顯示數個日食沙羅序列的資料:

    沙羅序列 中間食日期 沙羅序列開始日期
    141 2208/05/15 1613/05/19
    142 2255/05/07 1624/04/17
    143 2302/04/29 1617/05/07
    144 2313/03/27 1736/04/11

    日食中,奇數沙羅序列的食於升交點發生,日食帶於沙羅序列的 "生命" 中由地球北端向南轉移;而偶數沙羅序列的食於降交點發生,日食帶於沙羅序列的 "生命" 中由地球南端向北轉移。

    月食的排序跟日食相反 : 奇數沙羅序列的食於降交點發生,月球於沙羅序列的 "生命" 中由南向北轉移 (相對於地影軸);而偶數沙羅序列的食於升交點發生,月球於沙羅序列的 "生命" 中由北向南轉移。 [返回問題]
  6. 日食進行中的沙羅序列為 117 號至 156 號 ; 其中 117 號將於 2054 年 8 月 3 日完結,而 157 號將於 2058 年 6 月 21 日出現。月食進行中的沙羅序列為 110 號至 150 號 ; 其中 110 號將於 2027 年 7 月 18 日完結,而 151 號將於 2096 年 6 月 6 日出現。 [返回問題]
  7. 於某些月全食中,月球或會成呈深紅色。雖然全食中的月球並不能直接得到太陽的光線,但由於地球的大氣能折射太陽光,某些光線得以從這個方式到達月球。除紅色以外,大部分顏色已被大氣層濾掉,所以全食時月球或會呈深紅色,並比正常時暗。

    地球的大氣狀況會影響月全食時月球的亮度與顏色,尤以全食時日落或日出的環境為甚。較多的塵埃 (例如由火山爆發形成) 能阻擋較多光線,使月球看起來更暗,甚至看不到。

    Danjon 等級是由法國天文學家 Andre-Louis Danjon 製作,用以表示月全食時月球的外觀 :

    Danjon 等級值 (L值) 月球外觀描述
    0 非常暗的月球,於全食時幾乎看不見。
    1 黑暗的月球,顏色以灰或啡為主。月球特徵很難辨認。
    2 深紅或鏽色的月球。中心影子非常黑暗,但本影外圍相對光亮。
    3 磚紅色的月球。本影邊緣呈鮮黃色。
    4 非常光亮的銅紅色或橙色的月球。本影邊緣非常光亮並呈藍色。

    [返回問題]
  8. 在低緯度區域,全/環食帶可達 200 至 300 公里寬,但由於地球的曲度,於高緯度地區這個闊度可達 500 公里或以上。在絕大情況下,由於月球 "快速" 自西向東移,因此路徑亦是由西向東移。兩極附近可出現例外情況 : 當本影落在極點 "背面" 時,日食帶可以自東向西移,詳見下圖。

    大食分的日全食和小食分的日環食擁有較闊的日食帶,而小食分的日全食和大食分的日環食的日食帶則較窄 (如全環食)。 [返回問題]

    於 2008 年 2 月 7 日在南極附近發生的日環食中,月球的偽本影曾短暫由東向西移,後轉向北移動並轉回正常方向。
  9. 相對於地心,月影以時速 3400 公里 (每秒 0.94 公里) 的速度移動。但由於地球的自轉,相對於觀測者月影於赤道移動得最慢,為每小時 1700 公里 (每秒 0.47 公里)。在兩極或當月影即將到來或離開地球時,影速可以非常高,能達每小時 30000 公里 (每秒 9 公里)。 [返回問題]
  10. 答案是否定的。地球上每一點均有機會看到日全食和日環食,兩極也不例外。例如北極將可分別於 2015 年 3 月 20 日和 2021 年 6 月 10 日看到日全食和日環食 ; 而南極則可分別於 2094 年 1 月 16 日和 2097 年 11 月 4 日看到日全食和日環食。(時間根據世界協調時) [返回問題]

    上述文字提及到的四次日食
  11. 該些線條意思解釋如下:
    • 日食於日出完結 (Eclipse finishes at sunrise) [1]: 該處於日出時整個日食過程已完結。換句話說,該線為日食的界線 ; 該線外將不能看到任何日食過程。
    • 日出時食甚 (Maximum eclipse at sunrise) [2]: 這裡的人看到食甚和其後的日食,亦即半個日食過程。
    • 日食於日出開始 (Eclipse starts at sunrise) [3]: 這裡的人剛可看到整個日食過程 ; 日出時月球剛進入太陽圓盤。
    • [1] 和 [2] 之間的地區將會見到少於一半的日食,而食甚將於日出時發生 ; [2] 和 [3] 之間的地區則可見超過一半的日食,因此食甚時間將會比日出時間遲。
    • 日食於日落完結 (Eclipse finishes at sunset) [4]: 這裡的人可剛好看到整個日食過程。
    • 日落時食甚 (Maximum eclipse at sunset) [5]: 這裡的人看到食甚和之前的日食,亦即半個日食過程。
    • 日食於日落開始 (Eclipse starts at sunset) [6]: 該處於日落時日食才開始。換句話說,該線亦為日食的界線 ; 該線外將不能看到任何日食過程。
    • [5] 和 [6] 之間的地區將會見到少於一半的日食,而食甚將於日落時發生 ; [4] 和 [5] 之間的地區則可見超過一半的日食,因此食甚時間將會比日落時間早。 [返回問題]
  12. 日食方面 :
    • P1 為月球半影觸地的時間。由這一刻開始地球某處可見偏食。
    • P2 為整個月球半影觸地的時間。由於某部分的半影可於整個日食時間都不著地,因此並不是每次日食都有 P2 時間的。
    • P3 為整個月球半影最後觸地的時間。如上,由於某部分的半影可於整個日食時間都不著地,因此並不是每次日食都有 P3 時間的。
    • P4 為月球半影最後一刻觸地的時間。由這一刻開始地球各處再不能看到偏食。

    本影 / 偽本影的觸地時間也有類似定義 ; 當然純粹偏食的日食並不會有下列時間。

    • U1 為月球本影 / 偽本影觸地的時間。由這一刻開始地球某處可見全/環食。
    • U2 為整個月球本影 / 偽本影觸地的時間。由於某部分的本影 / 偽本影可於整個日食時間都不著地,因此並不是每次中心食都有 U2 時間的 (但由於本影 / 偽本影非常細小,這是頗為罕見的現象)。
    • U3 為整個月球本影 / 偽本影最後觸地的時間。同樣不是每次中心食都有 U3 時間的。
    • U4 為月球本影 / 偽本影最後一刻觸地的時間。由這一刻開始地球各處再不能看到全/環食。
    月食方面 :
    • P1 為月球初接觸地球半影的一刻 (外切)。月半影食開始。
    • U1 為月球初接觸地球本影的一刻 (外切)。月偏食開始。
    • U2 為月球初完全嵌入地球本影的一刻 (內切)。月全食開始。
    • U3 為月球最後完全嵌入地球本影的一刻 (內切)。月全食結束。
    • U4 為月球完全離開地球本影的一刻 (外切)。月偏食結束。
    • P4 為月球完全離開地球半影的一刻 (外切)。月半影食結束。 [返回問題]
  13. 在日 (月) 食中,伽馬數為月球 (地球) 影軸距離地心 (月心) 的最短距離 (單位為地球半徑)。這即是說擁有較小伽馬數 (絕對值) 的食距離被掩蓋物件的中心較近。日食中這樣能令本影 / 偽本影逗留在地球較長時間,全/環食帶因此較長。同時該等日食通常於較低緯度發生,那裡地球自轉速度快,從而延長日食時間。伽馬數較細的月食於月球深入地影時發生,那自然全食時間便會較長了。 [返回問題]
  14. 廣義相對論的其中一個後果是物質可以扭曲時間和空間,同樣光也可以被扭曲。由於太陽質量達 2 x 1030 公斤,如廣義相對論成立的話它將可以明顯地折彎由恆星發出的光線。但是由於平時太陽太光,正常情況下無法量度附近恆星的距離。聰明的愛因斯坦因而提議在日全食時進行這個觀測,並把得出的距離與夜空中見到的距離再作比對。從他修訂後的計算得出光線會被折射 1.75 角秒。

    一群科學家利用 1919 年 5 月 29 日的日食,於非洲西部海岸對開的 Principe 進行量度,最後得出與愛因斯坦計算出的結果相若的距離增加,這終為愛因斯坦的廣義相對論提供了一個證據。 [返回問題]
  15. 倍里珠在每次日食、每個地方裡皆以不同形式展示。但如果你在全食帶邊緣,你將可以看到更多的倍里珠 (因月球剛能覆蓋太陽)。月球邊緣輪廓圖也可幫助估算倍里珠出現的時間和方位 :



    使用這幅圖,我們可以預測日食時月球表面的凹凸位置 (圖中故意誇大凹凸位置,方便用者觀察),繼而估計倍里珠的形態。 [返回問題]

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<參考資料>

Last Accessed 最近訪問日期: Tue Feb 19 2019 04:35:05 HKT
Last Modified 最近修訂日期: Mon Mar 07 2016

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