日全食的驚嘆
陳文屏 中央大學天文所及物理系、所
原刊載於「大地地理雜誌」1996年
去年十月底我趁著赴泰國參加一項國際學術會議之便，親眼目睹了1995年十月廿四日的日全食。這是我第一次看到日全食。在這之前我聽說有一種人有觀賞日全食的癮，即便是拄著柺杖、坐著輪椅也要前往世界的各個角落追逐每一次的事件，在我經歷這次事件後，現在我知道為什麼了！
我廿三日晚住在曼谷北方約 80 公里的故都「大城」（Ayuthaya；也稱「猶地亞」）而在隔天一大早出發前往觀賞的預定地 Lop Buri。Lop Buri （羅普堡）據大城北方不到70 公里，難得的天象把這平時寧靜的小地方擾得壅塞熱鬧，我們的巴士走在只有兩線的車道上，這會兒卻湧進了五、六線車流，對面來的車子不斷揮手，告訴我們不要再往前了。滿車子的天文學家都心焦不已，因為隔著特製的濾光片看日面我們知道已經開始初虧了，於是大夥決定停進路旁一家工廠的空地上。下了車後大夥各自架設相機、攝影機等，等我安排就緒時已將近十點鐘了，而預定的食甚（也就是日面完全被月球遮住）在十點五十分左右。之所以說「左右」是因為我們根本不知道當時的所在地點，否則日食的時間應該是可以預測得非常準確的。
我們觀測的地方全程天氣良好，讓我們不虛此行，也使我深深地體會人類面對大自然現象時的原始敬畏。在食甚之前的過程平淡無奇，即使是太陽表面已經被掩住了95%，除了天空稍微變暗以外並沒有特殊的地方，太陽看起來不過像一輪新月罷了。
但是最後數分鐘的過程就戲劇化極了:本影所在的部份很快地暗了下來，但只限於局部區域，遠方地平仍顯得明亮，大氣散射的結果使得四周呈現一種慘灰色調，與平常太陽低垂時的昏白大不相同;同時因為溫度下降導致了大氣對流，鳥兒不知所以地歸巢，遠處的雞鳴夾雜著此起彼落當地民眾驅逐天狗(泰文稱作Rahu)的鞭炮聲，加上因為太陽盤面(光源)愈來愈小，人與物的影子愈發顯得銳利鮮明，整個景觀顯得相當詭異。
日食發生的原因及觀測者所在地的影響
一個天體的影子落在另一個天體上就發生了「食」的現象，而觀測的所在則決定了我們看到的景象。當太陽照地球的影子投影在月面時，本來不會自行發光的月球失去了光源，便發生「月食」；而當太陽照月球的影子投影在地表時，在影子當中則看到「日食」。因為食的現象需要日、地、月恰好排成一列，月食一定發生在滿月，而日食則發生於新月的時候。
只要我們看到日食就表示我們位於月球的影子之中，看不到作為光源的太陽。由於太陽不是一個點，而是一個面，不同的部份會把影子投射在不同的方向，如圖所示在太陽與月球 連線的正後方有一個圓錐體的區域完全照不到陽光，稱為「全影區」，其周圍只能照到一部份光線的則稱做「半影區」，見圖一。由於月球繞地球與地球繞太陽的軌道不在同一個平面上而有約5度的交角，太陽照射月球的影子通常只投射在太空中，只有當月球走到兩個平面交線的點上時，才有機會使得影子投射在地球的表面上，也就發生了「食」的現象；在全影區看到的是「日全食」，而半影區中肴到的則走「日偏食」(圖二)。日全食時掃過地面約月球影子最寬約700公里，當然，由於地球的自轉只有部分地區會被掃到才看得到全食。發生在赤道附近且接近中午時分的全食時間最長，這是因為在該處地表自轉的速度最快，最能夠跟上全影在太空中掃過的速度。
值得一提的是太陽和月球的直徑分別是一百四十萬公里及三千五百公里，這個比例很巧合地近似於它們和地球的平均距離(分別是一億五千萬公里及三十八萬公里)，換句話說從地球上看太陽和月球差不多大(約半度)。若是日食發生時恰巧月球在繞地公轉軌道上比較遠的地方(地球和太陽的距離也有關係，但效果較小)則月面會比日面來得小(最多小百分之十)，也就是只有日面的中央部份被遮住，這就是「日環食」。這時觀測者是在全影角錐的後方。換句話說，日食的發生來自日、地、月三個天體的排列，而能看到什麼則決定於觀測者的所在位置(如圖三)。在同一次全食的事件中，半影掃過的地區看到的自然是偏食，例如這一次1995年十月24日的全食在台灣就只能看到日偏食(照片一)。也有時侯日全食和日環食會在同一次事件中發生。如果只有半影掃到地表當次就稱為日偏食。一般來說，日全食、日環食、與日偏食發生的機會大概各佔三分之一。
食甚的過程更是扣人心弦。剎那間世界全暗了，天上亮星可見，太陽在不到一分鐘內上演了「靈光乍現」的奇妙景觀。在食甚的前十數秒，太陽由一輪新月般很快地被月球掩過，最後的一剎那柳眉般的太陽破碎成了一顆顆的亮點分佈在月緣上，這些是陽光透過月球表面的窪谷造成的，稱為「倍里珠」（照片二）(Baily's beads) （因英國天文學者 Francis Baily (1774--1844) 於 1836 年的日食注意到此現象而名），最後一顆明亮的倍里珠則和月球周邊的環狀日冕形成「鑽石戒」，絢爛異常。當日面被完全遮住後，粉紅的太陽色球層顯著地鑲在黑暗的圓月邊緣（如照片三），同時日冕如故障了的舞臺燈光般，閃了幾下後亮了起來（照片四）。月球繼續前進，接下來劇情倒轉，另一端的月緣串上了倍里珠，然後太陽慢慢地恢復了原來的樣子。同伴們相互驚嘆剛才的景觀，居然有一種一起從患難中走來的感覺。
太陽的大氣---光球、色球、與日冕
我們肉眼看到太陽發光的一層表面氣體稱作「光球」；色球層在光球之外，因為有局部的逆溫現象（隨高度溫度變高），形成發射譜線，而最明顯的是氫元素的一條譜線，呈紅色，當光球被遮住時才有機會看到色球。色球之外是「日冕」，可延伸向外至太陽一般大小。光球的溫度約為六千度，日冕的溫度達一、兩百萬度，故在可見光波段光球要耀眼得多（在X光的波段則日冕比較明亮），在日全食的時候由於光球被遮住了，我們的肉8眼才看得到日冕。科學家可以利用難得的日食機會研究平常不易觀測的太陽現象，如色球層與日冕的結構，或是利用日面緩緩被遮住時，觀測表面的某個區域；現代因為有了特殊的儀器（日冕儀）能夠擋住太陽影像光球的部份，達到模擬日全食的效果，因此日食目前在科學研究上的關鍵價值便少了許多。
由於沒能到達預定觀測的地點，食甚的時間不如預期的長（原來以為有約兩分鐘的），造成事件當時又要看、又想攝影的手忙腳亂。我帶了一部V8攝影機、一台單眼相機、及一台傻瓜相機，在月球緩緩地掩蓋住太陽的時候，我還從容不迫地東拍拍西拍拍。但是到了食甚之前，首先是忙著將所有套在鏡頭前方的濾光片（以及套在眼睛前方的太陽眼鏡）拿掉等到大自然上演扣人心弦的緊湊畫面時，我根本來不及照顧那些攝影器材，只用單眼相機拍了幾張，算是給自己日後回憶有個交代。可惜只有長鏡頭的畫面，要是有照片顯示四周建築物或景物配上挖了一個洞的太陽，氣氛一定會不錯。檢討起來是行前功課做得不夠，為了準備學術會議的演講而忽略了充分閱讀觀測日食的注意事項，也沒有將該做的步驟預演一遍，是下一次必須改進的地方。沒錯，一定會有下一次，因為我想我也上癮了！
下一次日全食將發生在1997年三月9日，由蒙古的西北開始向東北方直到西伯利亞與北冰洋。此次事件發生在破曉的時候，食甚的時間太陽離地平最高只有23度，斜射的陽光卻也使得投射在地面的月影非常寬廣（最大達約230公里)。有興趣的讀者可以開始籌畫前往，例如參加特別安排的旅遊團。 錯過了這一次，要看日全食就得等到1998年的二月了。
日食發生的頻率與預測
月球必須走到黃道面（地球繞太陽的平面）與白道面（月球繞地球的平面）的交點附近，同時還必須太陽恰好在地月的連線上才會發生「食」的現象（圖四）。除了不共面的因素以外，還因為天體萬有引力的擾動使得白道面有轉動的現象，這些因素使得一年中最多只有二到五次的日食，像是1935年發生了五次算是極少數的情形，下一回在2206年才有五次日食。平均而言一個世紀約有66次日全食。
早在希臘時代的天文學家就知道全食的發生有一個 18 年11又1/3天（或依閏年方式不同而少一天）的週期，也就是說每隔這樣的時間相同日、月全食的順序會重複。這個週期稱作「沙羅週期」 (Saros)。這個週期可以大概由以下方式推導，相對於太陽，月球繞地球一圈的時間約是 29.5天（這也就是月相圓缺的週期，稱為「朔望月」）；而黃道面與白道面兩個交點連線指向太陽的週期是346.6天（稱作「食年」），因此 223 個朔望月相當於 19 個食年的時間，也就是沙羅週期。
為了方便起見讓我們假想置身於地球的中心來看太陽及月球投影在天球上的運動。如圖，我們的位置是O，太陽（以S為符號）則在黃道面上，月球 (M)在白道面上，分別循著箭頭（由北向下看逆時針）的方向運行。兩個平面相交於兩點稱為「8交點」，以月球運行的方向分為「升交點」及「降交點」，它們的連線叫做「交點線」。來自太陽系其他天體萬有引力的擾動使得交點線在空間中並不是固定不動的，而是沿著黃道以約十九年的週期以順時針的方向移動。
對我們而言太陽走得比較慢，繞一周要一年，而在月球繞行一圈的過程中（一個月），它會趕過太陽一次，通常這個時候（新月）月球的盤面會在太陽盤面的上面或下面，而當兩個盤面重疊時，也就是太陽恰巧走到交點的附近，便發生了日食的現象。下圖將交點附近放大以說明日食發生的條件：
由於太陽的距離遠，從地球上任何一點看其位置都和在中心看差不多，在圖上以小圓圈代表太陽沿著S1--S2前進。另一方面因為月球的距離近，在地面上不同角落看到它的位置會不一樣，角度最大可以和在地球中心看到的相差一度左右，因此在圖上以一個大圓圈代表月球位置的範圍，也就是說如果月球的盤面落在此大圓圈中，就表示地球上有某個地方會看到月球在那個位置。同樣地如果這個月球的圓圈在趕過太陽時與太陽盤面相交，那麼在地球上某個地方就可以看到日食的現象了，而如果太陽的圓圈整個被月球的大圓圈包住了，這就是一次「中心食」，也就是「全食」或「環食」。從圖上可以看出若太陽在朔那段時間由S1走到S2就會有日食發生了，這段從太陽通過交點前十九天到後十九天的期間稱為「交食期」 (eclipse season)。如果朔的時間是在太陽通過交點前後的11天內，就會發生中心食。
一年中有兩個交食期，而因為交食期長過一個月，因此每一個交食期當中都起碼會發生一次到兩次的日食，這就是為什麼一年當中至少會有2到4次的日食。而一年當中會有五次日食（例如1935年，下一次在2206年）的可能是正好第三個交食期的一部份落在一月初或十二月底，這和一個月內可能有五個星期一的道理相似。
由於日全食的時候全影只劃過地表狹長的一小塊區域，加上複雜的天體運行，地球上特定的一點大致上說來在三、四百年內最多只能看到一次日全食，至於日偏食則約三年可以看到一次，這和月食發生頻繁的情形迥然不同。我們這裡沒能談到月食的情形，但是可以用來做比較的是在地面某一個地點在18年內可以看到19至20次的月食，其中從開始到結束都看得到的完整月全食有3到4次，月偏食則有6到7次，另外有部份看得到的也有有5次月全食以及4到5次的月偏食。還有一個日、月食很大的差別是月全食的發生的時間可長達一小時又45分鐘，但是日全食最長不超過七分半鐘。這是因為在地球上看月球和太陽的大小差不多（都是半度左右），然而太陽照射地球造成的陰影延伸到月球的距離處張角達1.4度，要比月面大得多。
每一年出版的天文星曆表（例如台北市立天文台或美國海軍天文台的天文年曆）提供了當年重要日食的行經路線圖及特定觀測地點預計發生的時間。藉由現代星曆表天文學家們能夠預測未來數年內的日食事件，準確度在數秒以內，但是受了月球運動不規則的影響，使得8更長期的日食預測相對的來說準確度比較不夠。
未來幾年的日全食與日偏食
日期（年月日） 種類 最長時間 可見地區
1997 三 09 全食 2分50秒 西伯利亞、蒙古、北極
1998 二 26 全食 4分08秒 太平洋、巴拿馬、哥倫比亞、委內瑞拉、大西洋
1998 八 22 環食 3分14秒 蘇門答臘、印尼、馬來西亞、婆羅洲、太平洋
1999 二 16 環食 1分19秒 澳洲
1999 八 11 全食 2分23秒 歐洲、南亞
2001 六 21 全食 4分57秒 安哥拉、尚比亞、莫三鼻克
2001 十二 14 環食 3分54秒 太平洋、中美洲
2002 六 10 環食 1分13秒 太平洋、美國加州外海
2002 十二 4 全食 2分04秒 非洲南部、澳洲西部
2003 五 31 環食 3分41秒 冰島、北極
2003 十一 23 全食 1分57秒 南極
2005 四 8 環/全食 0分42秒 巴拿馬、哥倫比亞、委內瑞拉
2005 十 3 環食 4分31秒 葡萄牙、西班牙、非洲北部及東部
2006 三 29 全食 4分07秒 非洲、土耳其、俄國
2006 九 22 環食 7分09秒 南美洲的東北部、大西洋
2008 二 7 環食 2分14秒 南極
2008 八 1 全食 2分27秒 加拿大北部、格陵蘭北部、亞洲
2009 一 26 環食 7分56秒 印尼
2009 七 22 全食 6分40秒 印度、孟加拉、中國、日本南方島嶼
本表取自 F. Espenak 的 Fifty Year Canon of Solar Eclipses 1986--2035. NASA Reference Publication 1178 (revised).
照片一：1995年10月24日在台灣中壢中央大學所攝之日偏食。
照片二：1995 年10月24日在泰國所攝的日全食。可以看到陽光透過月球表面的的窪谷時，沿著月緣形成成串明亮的「倍里珠」。
照片三：1995年10月24日在泰國所攝之日全食，在明亮的光球被遮住後可見到粉紅色的色球層。
圖三1995 年10月24日在泰國所攝的日全食，「食甚」時，日冕明顯可見。這張照片是將要「出光」的時候，另外可以看到月亮黑色的盤面以及粉紅的色球層。