日全食的魅力_風聞

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人類憑藉肉眼可以看到形形色色的天象，而好奇心驅使人類矢志不渝地仰望天空。一些罕見的天象如日月食、彗星、流星雨和行星特殊排列等總能吸引廣大星空愛好者的眼球。在眾多天象中，日全食毫無疑問是人類肉眼所能目睹的最壯觀天象。

日全食的產生

地面上，人們觀測到日全食的條件就是太陽、月亮與觀測者排列成一條線（見圖1），月球處於中間位置，且從觀測者視角（張角）看上去月亮比太陽還顯得大。不管是對於肉眼可見的可見光，還是肉眼不可見的近紅外光，晴朗的天空都是日全食觀測的首要條件。

另一方面，如果能自由地在太空中穿行和停留，那麼你在月亮遮擋太陽的本影裏隨着月球運動就能永久地觀看到日全食；再或者你能帶上足夠的太空裝備躲到太陽系內任何一顆行星的本影裏便能觀看到日全食，只是遮擋太陽光球輻射的天體由月亮變為行星。

事實上，如果你能在太空中手持一塊相對於你的張角達到32角分的不透明擋板對着太陽，你自己也能創造出範圍很小的日全食。

圖1 產生日全食的原理圖。太陽、月亮和觀測者排列成一條線，月亮處於中間位置，且月亮看上去比太陽要大（即觀測者處於圖中（a）區域）。如果月亮看上去比太陽小則看到的是日環食（圖中下部分）。如果月亮看上去和太陽的張角一般大小，那在日食發生的不同時段就有可能發生混合食，即開始時月亮張角小於太陽，發生日環食，其後月亮的張角變得比太陽大，此時產生日全食，最後月亮張角小於太陽，此時又變為日環食。

太陽和月亮的大小以及它們離地球的距離結合成一組美妙的幾何關係，且這個幾何關係會隨着時間變化，進而可能產生日偏食、日環食、日全食甚至混合食。由於地球圍繞太陽運行的軌道是橢圓形，人們觀測到太陽的張角隨太陽和地球距離改變而在32角分左右變化，同樣地，從地球看到的月球張角也是在32角分左右變化。

因此，當太陽、月亮和地球三者連成一線時，如果看到的月球張角比太陽的張角大，就發生日全食，反之，如果月球的張角較小，看到的就是日環食。更為奇妙的是，在一天以內，如果你能追隨月亮的影子運動（比如搭乘超音速飛機）的話還可以看到混合日食，即開始觀看到日環食然後又看到日全食而後日環食再現。這是因為在日食發生過程中，月亮離地面的距離發生變化，其張角由小於太陽張角變為大於太陽的張角然後再次小於太陽張角。最近的兩次混合食分別發生在2005年4月8日太平洋和2013年11月3日大西洋上空。

與此形成對照的是，生活在月球上的宇航員，他們就觀測不到日環食，這是因為在月球上看地球的張角為1.96度，遠比太陽的張角大的緣故。此外，地球上能看到清楚的日食過程一個重要的原因是，月球沒有大氣的存在，使得日全食清晰可見，所以太陽最外層大氣-日冕能被肉眼輕易看到。相反地，如果在月球上觀看地球遮擋太陽產生的日全食，地球大氣散射產生的光暈的亮度將超過日冕的亮度，這就使得宇航員看不到日冕。

事實上，如果你有月全食觀測經驗，就會有如下的印象：地球大氣的散射使得月全食時的月球並非漆黑一片，而是偏紅。其原因就是地球大氣散射太陽光改變方向然後投射到月亮上的緣故。

但是，由於月亮正在逐漸遠離地球，在可以預見的未來，生活在地面上的人類將再也看不到日全食。

日全食過程的美

在我國古代，浪漫而多愁善感的詩人常常感慨月亮的陰晴圓缺，可惜很少有詩人能目睹太陽的陰晴圓缺。太陽從“滿日”“上玄日”“全食”“下玄日”再到“滿日”變化，與月亮需要一個月從“滿月”“上玄月”“下弦月”再到“滿月”的過程相似（見圖2）。不過，產生兩者的相位變化原因是不同的幾何光學過程。

日全食是因為遮擋產生，而月相變化是因為月球對太陽輻射的反光。月全食也有相似日全食的過程，但是比起日全食其過程更加緩慢，那是因為地球比月球半徑大得多（3.67倍）的緣故，所以其投射到月亮表面的陰影比月球投射到地球上的陰影要大得多。

日全食過程中，除了由於天空的亮度急劇下降而帶給人們晝夜快速交替感覺之外，常常由於伴隨温度的快速降低、濕度的快速變化、周邊動物的鳴叫和嘶鳴以及人類的歡呼而帶給人們神奇的感受。這種特殊的歷程是無法通過瀏覽圖片或者觀看電影所能感受到的。

圖2 日全食產生的整個過程——太陽經歷的“陰晴圓缺”。整個過程分為五個階段，即初虧、食既、食甚、生光和復圓。

與地球一樣，月球也不是完美的球體。它有眾多由隕石撞擊產生的環形山。但正是由於這一坑窪外形導致的不完美，卻產生了神奇的美景。當月亮接近完全遮擋住太陽時，太陽光透過月亮山谷照耀從而導致 “貝利珠”的出現。無論日全食還是日環食，當貝利珠顯現時，猶如在黑暗的夜空出現一枚光彩奪目的鑽石戒（見圖3）。如果你像古人一樣，將其賦予特殊的含義，那你可能會認為這是大自然送給人類的美好信物。

圖3 光彩奪目的貝利珠。左：日全食時的貝利珠；右：日環食時的貝利珠。猶如一枚鑽石戒指閃耀在漆黑的太空。

日全食不但產生月亮遮擋太陽的美，太陽本身也展露出其平時難得的一面。宛若輕紗的日冕在太陽光球周邊延伸上百萬公里，紅色的日珥猶如它佩戴的耳環，輕柔的冕羽隱藏在輕紗之中（見圖4）。這時的太陽，似乎顯現了其温柔的一面。然而，在這輕紗背景下，既有太陽風的吹拂，也可能有盔狀冕流的顯現，甚至發生可怕的太陽爆發事件（見圖5）。日冕被稱為太陽的王冠，然而這一王冠的外形會隨着時間而改變。

圖4 薄如輕紗的日冕以及日面邊緣的日珥（右側紅色部分）

圖5 發生在日冕的太陽爆發。這種爆發到達地球附近後產生災害性空間天氣。  

除了以上所述的美之外，科學儀器的觀測也會帶來太陽的美，那就是對太陽高層大氣進行光譜觀測產生的不同顏色的光譜圖像之美。圖6便是專業觀測產生的局部光譜圖像。每一根橫向的亮線代表日冕中一個空間點的不同顏色圖。在有原子或離子發生躍遷的地方，就有發射線產生，即為圖中的小“亮點”，它是由截面為圓形的光纖收集的光束產生。整幅圖畫猶如一串串亮線穿起一粒粒珍珠。 

圖6 日全食時採集的光譜圖像的美。每條譜線猶如一條亮線串起一粒粒珍珠。

日全食的社會影響 

人類習慣了月相的改變，那是因為它每月週而復始全球都可見，而日全食則不同，在同一地點要經過多達上百年的等待，而相鄰地點至少需要一個近似的沙羅週期（18年11天又8小時的週期）才可看到日全食。

我們沒有發現早期人類歷史記錄中對日全食的美的讚歎。比如《詩經》中的“小雅ˑ十月之交”就記錄了古人在日全食時產生的不良感受。歷史資料中更多地記載了對這一壯麗天象的敬畏記錄。大概是因為，一方面人們缺乏對其科學成因的認識，使得這種不常見的天象顯得異常神秘；另一方面，天象能對人類日常生活乃至心理產生影響。

在中國古代，有兩次日全食的發生導致負責天象預測的官員命運大不相同。據《尚書ˑ胤徵》記載，四千多年前堯帝的天文官羲和，因喝酒誤事未能對第二天的日全食做出預報，引起社會混亂而被處死。相反地，唐太宗時期，“太史丞”李淳風賭上自己的身家性命成功預測了日食，由此説服李世民“順天知命”採用其制定的更精確曆法。

根據古希臘歷史學家希羅多德在《希波戰爭史》的記載，古希臘數學家泰勒斯預言在公元前585年5月28日的日全食，由此將兩個古老民族的戰爭演變為和平。

日全食觀測的科學發現

在現代科學誕生以來，日全食作為觀測的絕佳機會，取得了突出的科學進步。從肉眼到儀器觀測，從對太陽本身的觀測到利用太陽來檢測時空彎曲，都大大增加了人類對宇宙的認識。突出的事例如下：

色球、日冕的發現。早期人類用肉眼肯定看到了這兩層太陽大氣的存在，然而，能否將其推斷為太陽的大氣則是另外一回事。首先需要排除這是地球大氣產生的現象，然後排除它們是非太陽天體產生，最後還需要排除它們僅僅在日全食才能產生，從而確定為太陽上永久存在的大氣；

氦He元素的發現。1868年8月18日，法國天文學家詹森將日全食期間觀測和記錄到的日珥光譜寄給英國天文學家洛克伊爾，該光譜中有條在地面未經證認的黃色譜線，後者將其命名為氦(Helium)，即“太陽元素”，之後蘇格蘭化學家M.W. Travers於1895年在地球上發現氦氣及其光譜；

廣義相對論的時空彎曲檢測。早在1801年，德國天文學家索爾德勒根據牛頓引力理論預言，當光線經過太陽附近時會受到引力的影響而發生偏轉。而在1915年，愛因斯坦創立廣義相對論時就預言了這種偏折，且比牛頓預言的要大。1919年5月29日，英國天文學家愛丁頓在非洲的聖普林西比島日全食期間拍攝了太陽附近的恆星羣，回國後與之前夜晚拍攝的同一恆星羣相比較測定了光線的彎折程度，發現其更接近愛因斯坦的預言；

日冕高温譜線的發現。1869年美國天文學家查爾斯ˑ楊和威廉ˑ哈尼斯首次觀測到日冕綠線（波長530.3nm，參照圖7）。由於無法與當時實驗室產生的任何譜線比對成功，於是這條譜線再次被認為是由太陽上的一種特殊元素產生，且被命名為“冕素”（Coronium）。直到1939年，瑞典化學家本特ˑ埃德楞證實這條譜線是來源於鐵原子（原子序數26，核外電子數目26個）在高温下被剝離了一半（13個）核外電子後產生的躍遷才解開了這一譜線之謎。然而，這一證認又帶來了迄今為止還未解決的“日冕加熱”難題；

日冕儀的誕生。日全食雖然壯麗，但是由於其持續時間太短，無法對其進行常規觀測。在認識到月亮的擋板作用以及消除望遠鏡入瞳衍射作用之後，法國人伯納德ˑ里奧於1932年發明了日冕儀。它使得太陽物理工作者能夠長時間研究日冕。然而，日冕儀需要安放在空氣稀薄的高山之上，以避開濃密的地球低層大氣對陽光的強烈散射才能觀測到日冕，而此時仍然有少量的散射光遺留。

人們不禁要問，在目前高山之上和地外空間已經存在人造日全食（日冕儀）時，為何還需要在日全食時進行專業觀測？原因是日冕儀只是在小空間範圍內對 “日全食”的模擬，關鍵的是地球大氣和儀器產生的雜散光的“污染”仍然存在，猶如參與化學反應的樣品不純淨一樣，這不利於我們對太陽高層大氣物理狀態特別是很弱的日冕磁場信息的精確診斷。

未來日全食觀測的科學價值

我們肉眼看到的太陽除了強烈的光照似乎寧靜安詳，殊不知它具有狂暴的一面，只是平時我們的肉眼觀測不到，且這種爆烈的性情還具有周期發作的特性。太陽大氣狂野的活動也具有豐富多樣性。這些活動涉及的範圍要比地球產生的火山爆發等要廣泛得多，能量釋放也高得多，而最劇烈的爆發活動發生在太陽大氣的最外層-日冕，例如太陽耀斑、日冕物質拋射、日珥爆發等。

地球大氣的最高層（電離層）也有日冕相似的環境，如高温、低密度和磁場，為何在電離層產生不了太陽耀斑等劇烈活動現象？原因在於，日冕磁場與地球磁場存在很大區別。雖然日冕的磁場與地球磁場強度差不多，但是日冕磁場分佈的複雜性遠超地球磁場分佈的複雜性，再加上其磁場分佈的大尺度，使得大規模磁場能量快速釋放在日冕中成為可能。獲得日冕磁場分佈的準確詳細信息，不僅會解開太陽活動爆發之謎，也有助於我們解答太陽風加速和前面提到的日冕物質加熱的世紀難題。

目前，我們似乎對在日冕中的爆發有了很深的瞭解，但是，對其解釋仍然停留在理論解釋上。實證是科學的突出特點，此外，理論和觀測的相互作用是科學發展的保證。天文學也是如此。任何一個理論的預測都需要實際觀測的驗證，而目前我們最缺少的就是對日冕磁場的實際觀測。

這一觀測是非常困難的，因為日冕輻射強度很弱且隨高度急劇下降，日冕磁場很弱，此外由觀測到的資料反演磁場精確信息的理論還需要進一步完善。雖然日全食提供了最純淨的環境來探測日冕磁場，然而由於其稀缺性、很短的延續時間以及觀測需要大量的後勤保障，使得這一目標迄今為止仍未完成。

到目前為止，科學家們只是達到了測量日冕輻射的線偏振光譜的程度（見圖7、圖8），要獲取日冕磁場的信息，還需要對日冕譜線同時進行線偏振和圓偏振的測量。而我國由於擁有專門用於這種測量的迄今獨一無二的儀器——第一代光纖陣列太陽光學望遠鏡（FASOT，見圖9）, 使得我們在這方面走在了國際的前列。該儀器由於具有一雙隱藏的類似蜻蜓複眼功能的積分視場單元而獨具特色，成為一種新的太陽觀測儀器。

圖7  2013年加蓬日全食獲得的色球和日冕綠線（圖中右側豎直且貫穿全部點的譜線）的光譜圖像。

圖8 FASOT獲得的日冕綠線的輻射強度（最上面的圖形）和線偏振光譜（其餘圖樣）。相對於輻射強度譜，線偏振譜具有豐富得多的圖樣。

圖9  獲取日全食期間日冕輻射偏振光譜信息的利器——安裝在中國科學院雲南天文台的第一代光纖陣列太陽光學望遠鏡(FASOT)。

**來源：**中國科學院雲南天文台