通俗天文學

第11部分 (第2/4頁)

，地球的陰影（指本影）呈一個錐頂伸向遠處的圓錐體。在地球身後地月距離處（即正對地球身後的月球軌道處），錐體陰影的截面直徑約有地球的３／４，也就是說約９　６００千米。又因為陰影中心是在黃道平面上，在地球正身後的月球軌道處，所以陰影就只能在黃道面上下各遮掩４　８００千米。而在兩交點之間，月球軌道偏離黃道面最遠的兩點與黃道平面的距離約為地月距離的１／１２，就是說約有３２　０００千米。所以月亮只有在到了兩交點附近，同時又正好處於地球身後時，才能進入地球的陰影區。

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食季

連線太陽、地球的這根線當然要隨著地球繞太陽而改變方向的。因此它在一年之內兩次經過黃白交點。這就是說，如果我們假定兩交點畫在天上，升交點在一點上，降交點在另一點上，那時太陽在沿黃道而東行的運動在我們看來就要在一年之內經過這兩交點的。太陽經過一交點時，地球的陰影就經過另一交點。日食或月食一年只能發生約兩次（隔６個月一次）。這種“食季”（ｅｃｌｉｐｓｅ　ｓｅａｓｏｎｓ）約長１個月，這就是說，從太陽離交點近得足以發生月食開始算到離得太遠而不能發生月食為止，約有１個月。

假如黃白交點在黃道上的位置是固定的，月食就只能在固定的兩個月份之內發生了。可是，因為太陽加在地球和月亮上的引力，交點位置不斷地逆著地月運動方向而變動。每一交點約在１８年又７個月內繞天球西向旋轉一週。也在同樣的週期中食季倒轉一年。平均說來，每年較上一年提早約１９天。

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月食的景象

如果我們在一次月食開始時就守候著月亮，就會看到它的東邊沿漸漸黯淡起來，並最終完全消失。月亮一面向前進，月面被吞進陰影，而黑暗的部分一面加大。可是如果我們非常細心地注視，就會看到被陰影浸著的部分並未完全消失，卻發出一種極黯弱的光。如果全部月亮都進了陰影中，這就是全食；如只有一部分入了陰影中，這就稱為偏食。全食時，那始終照在月面上的微弱亮光就更清楚可見，因為這時它不可能被其他明亮的部分所幹擾。這種黯紅色的光是由地球大氣折射光線而引起的（這種折射已在第三章講到）。那些剛擦過地球邊的或在離地球表面不遠處經過的太陽光線，都被折射而投在陰影中，於是又投射在月亮面上。這光的紅色也和落日的紅色是同一原因——濃厚的大氣吸收了波長較短的綠色和藍色光線卻讓波長較長的紅色光線透過。

月食每年要發生兩三次，幾乎總有一次是全食。當然，地球上只有那時正在月光下的那半球才可以看見。

我們完全可以想象出，月食時在月亮上的觀測者看見的地球所造成的日食。我們所描寫的這種現象在他看來是非常清楚的。在月球上，地球的目視大小當然比我們所見的月亮要大。其直徑會比太陽還大出三四倍。起初，因為耀眼的太陽光，這麼大的物體接近太陽時是看不見的。那觀測者所見到的只是太陽光被看不見的球狀物體切去。當地球差不多全部遮住太陽時，他就可以看出全輪廓來：因為周圍有一圈由地球大氣折光而生的紅光。最後當真正的太陽光完全消失時，就只能看見一個明亮的紅光環圈住一個黑暗的球狀物——地球。

月食的情形跟日食的情形大不相同（下章我們要講日食）。月食可以同時被地上月光下的全半球看見。在月亮升起時就已經蝕去的情形下有一奇特的現象，我們會看到蝕去的月亮和黃昏的太陽同時出現在東、西地平線上。這看起來似乎和我們所說的太陽、地球、月亮成一直線的說法相矛盾，但這現象實際上是因為其中之一在地平線下，由於地球大氣層折射的關係，竟使得我們同時可以看見了。

日食

假如月亮恰好在黃道平面上執行，它每次新月的時候，就都會在太陽面上經過。可是由於它軌道的偏斜（見前章），就只有在太陽正接近黃白交點之一時才可能發生這樣的事情。那時我們如在地球上恰當的地方，就可看到日食。

假定月亮從太陽面上經過，第一個問題就是它能不能遮住太陽面的全部。這不僅僅是這兩個天體的真實大小的問題，更重要的是其視覺大小。我們知道太陽直徑比月亮大約４００倍，但它也比月亮剛剛好遠了約４００倍。這樣造成了一件有趣的結果——在我們眼中看來，這兩個實際上完全不等的天體，卻成了一對雙生兄弟——它倆差不多同樣大了。由於軌道並非完全是圓的，所以有時月亮彷彿大些，有時又彷彿小些。在前一情形下，月