人类凭借肉眼可以看到形形色色的天象，而好奇心驱使人类矢志不渝地仰望天空。一些罕见的天象如日月食、彗星、流星雨和行星特殊排列等总能吸引广大星空爱好者的眼球。在众多天象中，日全食毫无疑问是人类肉眼所能目睹的最壮观天象。

日全食的产生

地面上，人们观测到日全食的条件就是太阳、月亮与观测者排列成一条线（见图1），月球处于中间位置，且从观测者视角（张角）看上去月亮比太阳还显得大。不管是对于肉眼可见的可见光，还是肉眼不可见的近红外光，晴朗的天空都是日全食观测的首要条件。

另一方面，如果能自由地在太空中穿行和停留，那么你在月亮遮挡太阳的本影里随着月球运动就能永久地观看到日全食；再或者你能带上足够的太空装备躲到太阳系内任何一颗行星的本影里便能观看到日全食，只是遮挡太阳光球辐射的天体由月亮变为行星。

事实上，如果你能在太空中手持一块相对于你的张角达到32角分的不透明挡板对着太阳，你自己也能创造出范围很小的日全食。

图1 产生日全食的原理图。太阳、月亮和观测者排列成一条线，月亮处于中间位置，且月亮看上去比太阳要大（即观测者处于图中（a）区域）。如果月亮看上去比太阳小则看到的是日环食（图中下部分）。如果月亮看上去和太阳的张角一般大小，那在日食发生的不同时段就有可能发生混合食，即开始时月亮张角小于太阳，发生日环食，其后月亮的张角变得比太阳大，此时产生日全食，最后月亮张角小于太阳，此时又变为日环食。

太阳和月亮的大小以及它们离地球的距离结合成一组美妙的几何关系，且这个几何关系会随着时间变化，进而可能产生日偏食、日环食、日全食甚至混合食。由于地球围绕太阳运行的轨道是椭圆形，人们观测到太阳的张角随太阳和地球距离改变而在32角分左右变化，同样地，从地球看到的月球张角也是在32角分左右变化。

因此，当太阳、月亮和地球三者连成一线时，如果看到的月球张角比太阳的张角大，就发生日全食，反之，如果月球的张角较小，看到的就是日环食。更为奇妙的是，在一天以内，如果你能追随月亮的影子运动（比如搭乘超音速飞机）的话还可以看到混合日食，即开始观看到日环食然后又看到日全食而后日环食再现。这是因为在日食发生过程中，月亮离地面的距离发生变化，其张角由小于太阳张角变为大于太阳的张角然后再次小于太阳张角。最近的两次混合食分别发生在2005年4月8日太平洋和2013年11月3日大西洋上空。

与此形成对照的是，生活在月球上的宇航员，他们就观测不到日环食，这是因为在月球上看地球的张角为1.96度，远比太阳的张角大的缘故。此外，地球上能看到清楚的日食过程一个重要的原因是，月球没有大气的存在，使得日全食清晰可见，所以太阳最外层大气-日冕能被肉眼轻易看到。相反地，如果在月球上观看地球遮挡太阳产生的日全食，地球大气散射产生的光晕的亮度将超过日冕的亮度，这就使得宇航员看不到日冕。

事实上，如果你有月全食观测经验，就会有如下的印象：地球大气的散射使得月全食时的月球并非漆黑一片，而是偏红。其原因就是地球大气散射太阳光改变方向然后投射到月亮上的缘故。

但是，由于月亮正在逐渐远离地球，在可以预见的未来，生活在地面上的人类将再也看不到日全食。

日全食过程的美

在我国古代，浪漫而多愁善感的诗人常常感慨月亮的阴晴圆缺，可惜很少有诗人能目睹太阳的阴晴圆缺。太阳从“满日”“上玄日”“全食”“下玄日”再到“满日”变化，与月亮需要一个月从“满月”“上玄月”“下弦月”再到“满月”的过程相似（见图2）。不过，产生两者的相位变化原因是不同的几何光学过程。

日全食是因为遮挡产生，而月相变化是因为月球对太阳辐射的反光。月全食也有相似日全食的过程，但是比起日全食其过程更加缓慢，那是因为地球比月球半径大得多（3.67倍）的缘故，所以其投射到月亮表面的阴影比月球投射到地球上的阴影要大得多。

日全食过程中，除了由于天空的亮度急剧下降而带给人们昼夜快速交替感觉之外，常常由于伴随温度的快速降低、湿度的快速变化、周边动物的鸣叫和嘶鸣以及人类的欢呼而带给人们神奇的感受。这种特殊的历程是无法通过浏览图片或者观看电影所能感受到的。

图2 日全食产生的整个过程——太阳经历的“阴晴圆缺”。整个过程分为五个阶段，即初亏、食既、食甚、生光和复圆。

与地球一样，月球也不是完美的球体。它有众多由陨石撞击产生的环形山。但正是由于这一坑洼外形导致的不完美，却产生了神奇的美景。当月亮接近完全遮挡住太阳时，太阳光透过月亮山谷照耀从而导致 “贝利珠”的出现。无论日全食还是日环食，当贝利珠显现时，犹如在黑暗的夜空出现一枚光彩夺目的钻石戒（见图3）。如果你像古人一样，将其赋予特殊的含义，那你可能会认为这是大自然送给人类的美好信物。

图3 光彩夺目的贝利珠。左：日全食时的贝利珠；右：日环食时的贝利珠。犹如一枚钻石戒指闪耀在漆黑的太空。

日全食不但产生月亮遮挡太阳的美，太阳本身也展露出其平时难得的一面。宛若轻纱的日冕在太阳光球周边延伸上百万公里，红色的日珥犹如它佩戴的耳环，轻柔的冕羽隐藏在轻纱之中（见图4）。这时的太阳，似乎显现了其温柔的一面。然而，在这轻纱背景下，既有太阳风的吹拂，也可能有盔状冕流的显现，甚至发生可怕的太阳爆发事件（见图5）。日冕被称为太阳的王冠，然而这一王冠的外形会随着时间而改变。

图4 薄如轻纱的日冕以及日面边缘的日珥（右侧红色部分）

图5 发生在日冕的太阳爆发。这种爆发到达地球附近后产生灾害性空间天气。

除了以上所述的美之外，科学仪器的观测也会带来太阳的美，那就是对太阳高层大气进行光谱观测产生的不同颜色的光谱图像之美。图6便是专业观测产生的局部光谱图像。每一根横向的亮线代表日冕中一个空间点的不同颜色图。在有原子或离子发生跃迁的地方，就有发射线产生，即为图中的小“亮点”，它是由截面为圆形的光纤收集的光束产生。整幅图画犹如一串串亮线穿起一粒粒珍珠。 

图6 日全食时采集的光谱图像的美。每条谱线犹如一条亮线串起一粒粒珍珠。

日全食的社会影响

人类习惯了月相的改变，那是因为它每月周而复始全球都可见，而日全食则不同，在同一地点要经过多达上百年的等待，而相邻地点至少需要一个近似的沙罗周期（18年11天又8小时的周期）才可看到日全食。

我们没有发现早期人类历史记录中对日全食的美的赞叹。比如《诗经》中的“小雅ˑ十月之交”就记录了古人在日全食时产生的不良感受。历史资料中更多地记载了对这一壮丽天象的敬畏记录。大概是因为，一方面人们缺乏对其科学成因的认识，使得这种不常见的天象显得异常神秘；另一方面，天象能对人类日常生活乃至心理产生影响。

在中国古代，有两次日全食的发生导致负责天象预测的官员命运大不相同。据《尚书ˑ胤征》记载，四千多年前尧帝的天文官羲和，因喝酒误事未能对第二天的日全食做出预报，引起社会混乱而被处死。相反地，唐太宗时期，“太史丞”李淳风赌上自己的身家性命成功预测了日食，由此说服李世民“顺天知命”采用其制定的更精确历法。

根据古希腊历史学家希罗多德在《希波战争史》的记载，古希腊数学家泰勒斯预言在公元前585年5月28日的日全食，由此将两个古老民族的战争演变为和平。

日全食观测的科学发现

在现代科学诞生以来，日全食作为观测的绝佳机会，取得了突出的科学进步。从肉眼到仪器观测，从对太阳本身的观测到利用太阳来检测时空弯曲，都大大增加了人类对宇宙的认识。突出的事例如下：

• 色球、日冕的发现。早期人类用肉眼肯定看到了这两层太阳大气的存在，然而，能否将其推断为太阳的大气则是另外一回事。首先需要排除这是地球大气产生的现象，然后排除它们是非太阳天体产生，最后还需要排除它们仅仅在日全食才能产生，从而确定为太阳上永久存在的大气；

• 氦He元素的发现。1868年8月18日，法国天文学家詹森将日全食期间观测和记录到的日珥光谱寄给英国天文学家洛克伊尔，该光谱中有条在地面未经证认的黄色谱线，后者将其命名为氦(Helium)，即“太阳元素”，之后苏格兰化学家M.W. Travers于1895年在地球上发现氦气及其光谱；

• 广义相对论的时空弯曲检测。早在1801年，德国天文学家索尔德勒根据牛顿引力理论预言，当光线经过太阳附近时会受到引力的影响而发生偏转。而在1915年，爱因斯坦创立广义相对论时就预言了这种偏折，且比牛顿预言的要大。1919年5月29日，英国天文学家爱丁顿在非洲的圣普林西比岛日全食期间拍摄了太阳附近的恒星群，回国后与之前夜晚拍摄的同一恒星群相比较测定了光线的弯折程度，发现其更接近爱因斯坦的预言；

• 日冕高温谱线的发现。1869年美国天文学家查尔斯ˑ杨和威廉ˑ哈尼斯首次观测到日冕绿线（波长530.3nm，参照图7）。由于无法与当时实验室产生的任何谱线比对成功，于是这条谱线再次被认为是由太阳上的一种特殊元素产生，且被命名为“冕素”（Coronium）。直到1939年，瑞典化学家本特ˑ埃德楞证实这条谱线是来源于铁原子（原子序数26，核外电子数目26个）在高温下被剥离了一半（13个）核外电子后产生的跃迁才解开了这一谱线之谜。然而，这一证认又带来了迄今为止还未解决的“日冕加热”难题；

• 日冕仪的诞生。日全食虽然壮丽，但是由于其持续时间太短，无法对其进行常规观测。在认识到月亮的挡板作用以及消除望远镜入瞳衍射作用之后，法国人伯纳德ˑ里奥于1932年发明了日冕仪。它使得太阳物理工作者能够长时间研究日冕。然而，日冕仪需要安放在空气稀薄的高山之上，以避开浓密的地球低层大气对阳光的强烈散射才能观测到日冕，而此时仍然有少量的散射光遗留。

人们不禁要问，在目前高山之上和地外空间已经存在人造日全食（日冕仪）时，为何还需要在日全食时进行专业观测？原因是日冕仪只是在小空间范围内对 “日全食”的模拟，关键的是地球大气和仪器产生的杂散光的“污染”仍然存在，犹如参与化学反应的样品不纯净一样，这不利于我们对太阳高层大气物理状态特别是很弱的日冕磁场信息的精确诊断。

未来日全食观测的科学价值  

我们肉眼看到的太阳除了强烈的光照似乎宁静安详，殊不知它具有狂暴的一面，只是平时我们的肉眼观测不到，且这种爆烈的性情还具有周期发作的特性。太阳大气狂野的活动也具有丰富多样性。这些活动涉及的范围要比地球产生的火山爆发等要广泛得多，能量释放也高得多，而最剧烈的爆发活动发生在太阳大气的最外层-日冕，例如太阳耀斑、日冕物质抛射、日珥爆发等。

地球大气的最高层（电离层）也有日冕相似的环境，如高温、低密度和磁场，为何在电离层产生不了太阳耀斑等剧烈活动现象？原因在于，日冕磁场与地球磁场存在很大区别。虽然日冕的磁场与地球磁场强度差不多，但是日冕磁场分布的复杂性远超地球磁场分布的复杂性，再加上其磁场分布的大尺度，使得大规模磁场能量快速释放在日冕中成为可能。获得日冕磁场分布的准确详细信息，不仅会解开太阳活动爆发之谜，也有助于我们解答太阳风加速和前面提到的日冕物质加热的世纪难题。

目前，我们似乎对在日冕中的爆发有了很深的了解，但是，对其解释仍然停留在理论解释上。实证是科学的突出特点，此外，理论和观测的相互作用是科学发展的保证。天文学也是如此。任何一个理论的预测都需要实际观测的验证，而目前我们最缺少的就是对日冕磁场的实际观测。

这一观测是非常困难的，因为日冕辐射强度很弱且随高度急剧下降，日冕磁场很弱，此外由观测到的资料反演磁场精确信息的理论还需要进一步完善。虽然日全食提供了最纯净的环境来探测日冕磁场，然而由于其稀缺性、很短的延续时间以及观测需要大量的后勤保障，使得这一目标迄今为止仍未完成。

到目前为止，科学家们只是达到了测量日冕辐射的线偏振光谱的程度（见图7、图8），要获取日冕磁场的信息，还需要对日冕谱线同时进行线偏振和圆偏振的测量。而我国由于拥有专门用于这种测量的迄今独一无二的仪器——第一代光纤阵列太阳光学望远镜（FASOT，见图9）, 使得我们在这方面走在了国际的前列。该仪器由于具有一双隐藏的类似蜻蜓复眼功能的积分视场单元而独具特色，成为一种新的太阳观测仪器。

图7  2013年加蓬日全食获得的色球和日冕绿线（图中右侧竖直且贯穿全部点的谱线）的光谱图像。

图8 FASOT获得的日冕绿线的辐射强度（最上面的图形）和线偏振光谱（其余图样）。相对于辐射强度谱，线偏振谱具有丰富得多的图样。

图9  获取日全食期间日冕辐射偏振光谱信息的利器——安装在中国科学院云南天文台的第一代光纤阵列太阳光学望远镜(FASOT)。

来源：中科院之声

编辑：叉叉