第五章　月食

月食是月亮进入了地球的阴影中。日食则是因为月亮在太阳与我们之间经过。我们以下就要说明这些现象中的最有趣的几方面以及其发生的规律。

为什么不是每次满月都有月食呢？地球的阴影当然永远在背对着太阳的一面，可是满月的月亮却有时在阴影上有时在阴影下经过，因此不会被蚀。这是因为月亮的轨道面对黄道平面约有5度的倾斜，地球却正在黄道平面上运行而其阴影中心也正投在那儿。再回到我们从前的假想，把黄道在天球上画出来，再进一步假定把月亮在天球上运行的视轨迹（白道）也画出来。我们那时就会发现月亮的轨道与太阳轨道在相对的两点相交，其交角只有5度。这两点叫做“交点”（nodes）。在一交点上月亮由下面移到了上面，或者说是从黄道南移到了黄道北。这一点叫做“升交点”（ascending node）。在另一点上月亮则是由北而南，这一点叫做“降交点”（descending node）。

因为太阳比地球大，地球的阴影（指本影）呈一个锥顶伸向远处的圆锥体。在地球身后地月距离处（即正对地球身后的月球轨道处），锥体阴影的截面直径约有地球的3/4，也就是说约9 600千米。又因为阴影中心是在黄道平面上，在地球正身后的月球轨道处，所以阴影就只能在黄道面上下各遮掩4 800千米。而在两交点之间，月球轨道偏离黄道面最远的两点与黄道平面的距离约为地月距离的1/12，就是说约有32 000千米。所以月亮只有在到了两交点附近，同时又正好处于地球身后时，才能进入地球的阴影区。

图25　月亮在地球暗影中

食季

连接太阳、地球的这根线当然要随着地球绕太阳而改变方向的，因此它在一年之内两次经过黄白交点。这就是说，如果我们假定两交点画在天上，升交点在一点上，降交点在另一点上，那时太阳在沿黄道而东行的运动在我们看来就要在一年之内经过这两交点的。太阳经过一交点时，地球的阴影就经过另一交点。日食或月食一年只能发生约两次（隔6个月一次）。这种“食季”（eclipse seasons）约长1个月，这就是说，从太阳离交点近得足以发生月食开始算到离得太远而不能发生月食为止，约有1个月。

假如黄白交点在黄道上的位置是固定的，月食就只能在固定的两个月份之内发生了。可是，因为太阳加在地球和月亮上的引力，交点位置不断地逆着地月运动方向而变动。每一交点约在18年又7个月内绕天球西向旋转一周，也在同样的周期中食季倒转一年。平均说来，每年较上一年提早约19天。

月食的景象

如果我们在一次月食开始时就守候着月亮，就会看到它的东边沿渐渐暗淡起来，并最终完全消失。月亮一面向前进，月面被吞进阴影，而黑暗的部分一面加大。可是如果我们非常细心地注视，就会看到被阴影浸着的部分并未完全消失，却发出一种极暗弱的光。如果全部月亮都进了阴影中，这就是全食；如只有一部分入了阴影中，这就称为偏食。全食时，那始终照在月面上的微弱亮光就更清楚可见，因为这时它不可能被其他明亮的部分所干扰。这种暗红色的光是由地球大气折射光线而引起的（这种折射已在第三章讲到）。那些刚擦过地球边的或在离地球表面不远处经过的太阳光线，都被折射而投在阴影中，于是又投射在月亮面上。这光的红色也和落日的红色是同一原因——浓厚的大气吸收了波长较短的绿色和蓝色光线却让波长较长的红色光线透过。

月食每年要发生两三次，几乎总有一次是全食。当然，地球上只有那时正在月光下的那半球才可以看见。

我们完全可以想象出，月食时在月亮上的观测者看见的地球所造成的日食。我们所描写的这种现象在他看来是非常清楚的。在月球上，地球的目视大小当然比我们所见的月亮要大，其直径会比太阳还大出三四倍。起初，因为耀眼的太阳光，这么大的物体接近太阳时是看不见的。那观测者所见到的只是太阳光被看不见的球状物体切去。当地球差不多全部遮住太阳时，他就可以看出全轮廓来：因为周围有一圈由地球大气折光而生的红光。最后当真正的太阳光完全消失时，就只能看见一个明亮的红光环圈住一个黑暗的球状物——地球。

图26　月食全过程

月食的情形跟日食的情形大不相同（下章我们要讲日食）。月食可以同时被地上月光下的全半球看见。在月亮升起时就已经蚀去的情形下有一奇特的现象，我们会看到蚀去的月亮和黄昏的太阳同时出现在东、西地平线上。这看起来似乎和我们所说的太阳、地球、月亮成一直线的说法相矛盾，但这现象实际上是因为其中之一在地平线下，由于地球大气层折射的关系，竟使得我们可以同时看见了。