爱华网日全食成因
日食，又作日蚀，是一种天文现象，当月球运行至太阳与地球之间时，对地球上的部分地区来说，月球挡住了太阳的部分或全部光线，看起来好像是太阳的一部分或全部消失了，故名。日食只在朔，即月球与太阳呈现合的状态时发生。
日食是相当罕见的现象，在三种日食中较罕见的是日全食，因为唯有在月球的本影投影在地球表面时，在该区域的人才能够观测到日食。日全食是一种相当壮丽的自然景象，所以时常吸引许多游客特地到海外去观赏日全食的景象。例如，在1999年发生在欧洲的日全食，吸引了非常多观光客特地前去观赏，也有旅行社推出专门为这些游客设计的行程。
古时，人类缺乏天文学知识，以为日食是天狗食日，或象征灾难的降临，而在日食时举行仪式。但在现代社会中，日食的这层意义已逐渐为人们所抛弃。
上一次发生在中国的日全食发生于2009年7月22日，而下一次将会于2035年9月2日在我国北方发生，时长1分29秒。
世界范围内下次日全食将于2010年7月11日和2012年在智利复活节岛附近出现
日食和月食的“季节”。日食一定发生在朔，即农历初一当日。此时月球位于地球和太阳之间，但因太阳轨道（黄道）与月球轨道（白道）成5°9交角，故并非每次朔日皆有日食发生，而日食发生时，日月两者皆一定在“黄白交点”（升交点或降交点）附近。
日、月食的发生必须是新月和满月出现在黄白交点的一定界限之内，这个界限就叫做“食限”。计算表明，对日食而言，如果新月在黄道和白道的交点附近18度左右的范围内，就可能发生日食；如果新月在黄道和白道的交点附近16度左右的范围内，则一定有日食发生。
对月食而言，如果望月在黄道和白道的交点附近12度左右的范围内，就可能发生月食；如果望月在黄道和白道的交点附近10度左右的范围内，则一定有月食发生。
由于黄道和白道的交点有两个，这两个交点相距180度，所以一年之中有两段时间可能发生日食和月食，这两段时间都称为“食季”，它们相距半年。
太阳每天在黄道上向东移动约1度，由于日食的食限为18度左右的范围，太阳从黄道和白道交点以西的18度运行到黄道和白道交点以东的18度，大约需要36天，也就是说日食的每一个食季为36天。对于月食而言，它的食限为12度左右，因此月食的每一个食季就只有24天。
一年之中有几次
日食的一个食季是36天，这个天数比一个朔望月的平均长度29.53还要长。因此在一个日食的食季内必定会发生一次日食，也可能发生两次日食。一年之中有两个日食食季，所以在一年之内至少有两次日食发生，也可能有四次日食发生（如果每个食季中都包含两个朔日的话）。
月食的一个食季为24天,这个天数比一个朔望月的平均天数29.53天还要短。因此在月食的一个食季内可能包含一个望月，也可能没有望月在内，也就是说，在这个食季内可能有一次月食发生，也可能连一次月食也不会发生。一年之中月食的食季也是有两个；”所以在一年之中，可能有两次月食发生，也可能连一次月食也不会发生。
一年之中，日、月食的次数最多时可以达到六次，即四次日食和两次月食.但是实际上有时候一年之中的日、月食次数可以多达七次，即五次日食和两次月食，或者是四次日食和三次月食。如1935年就曾发生过五次日食和两次月食，将来的2160年也会是这样；1917年和1982年就曾发生过四次日食和三次月食。那么，为什么一年之内的日、月食会多达七次呢？
这是由于在太阳的引力作用下，黄道和白道的交点会不断地沿着黄道从东向西移动，每年约移动20度，这个方向与太阳沿黄道运行的方向相反，因此太阳在黄道上连续两次通过同一交点所经历的时间间隔（这个间隔叫“食年”）比一年（365.2422天）要短，只有346.62天，要约少19天。这样就会产生两种情况：一种情况是一年365．2422天之内，包含了两个完整的食季和一个不完整的食季。比方说第一个食季开始1月初，那么经过346.62天一个食年之后，第三个食季就会在同一年的12月中旬开始，在这种情况下就可能发生五次日食和两次月食；另一种情况是一年365.2422天之内，包含了两个不完整的食季（一个在年头，一个在年尾）和一个完整的食季，在这种情况下就可能发生四次日食和三次月食。
并不是所有的日食现象都能称作日全食，其中全环食最容易被误认作日全食：
日偏食：中国史书上称“日有食之，不尽如勾”，造成日偏食的原因是因为观测者落在月球的半影区中，观测者会看见一部分的太阳被月球的阴影遮盖，但另一部分仍继续发光。太阳和月球只有部分重合，依据两者中心的视距离远近（太阳被月球遮盖的最大直径）来衡量食的大小。通常日偏食是伴随着其他食相发生，如日全食。但某些日食只可能是日偏食（不伴随其他食相），因为月球与地球的距离太远，只有半影碰到地球表面。
日环食：当月球处于远地点时，月球的本影锥不能到达地球；到达地球的是由本影锥延长出的伪本影锥。此时月球的视直径略小于太阳。因此，这时太阳边缘的光球仍可见，形成一环绕在月球阴影周围的亮环。（在环食区之外，所见的食相是偏食）
全环食：全环食只发生在地球表面与月球本影尖端非常接近，或月球与地球表面的距离和月本影的长度很接近的情形下。由于地球为球体之关系，而本影影锥接触地球时为日全食（常为在食带中间），在食带两端由于影锥未能接触地球，致只能有伪本影到达地球之下，所看到的是日环食。所以，当全环食发生时，随着地月之间的相对运动，会先后出现环食→全食→环食。全环食发生机率甚少，最近的一次在2005年4月8日。
一年中日、月食可能发生的次数归纳
一年中日、月食最少有两次，而且这两次都是日食；
一年中可能一次月食都不会发生（如1980年）；
一年中日、月食最多可以有七次：五次日食和两次月食（例如1935年），或者是四次日食和三次月食（例如1917年和 1982年）。
一般说来，最常见的情况是一年中有四次日、月食：两次日食和两次月食。
上面这些情况只是对全地球来说的。至于对地球的某个地点而言，一年内能看到日、月食的机会就要少得多。
另外，从上面的数字来看，一年中日食发生的次数比月食发生的次数多，但实际上人们却往往看到月食的次数比看到日食的次数多。这是由于月食发生时，背着太阳的那半个地球上的人都可以看到；而在日食发生时，月亮的影锥只扫过地球上一个狭窄的地带，只有在这部分地区的人才能看到日食。1961年3月2日夜里发生的月食，在我国、整个亚洲以及欧洲地区都可以看到。而1968年9月22日发生的日全食，在我国只有新疆的部分地区可以看到全食，在北京只能看到日偏食，而在上海，什么也看不到。这次2009年的日食，是500年一次，在上海，杭州等地都可观看。
20世纪（1901-2000）发生的日食的次数
种类
次数
日偏食
81
日环食
73
日全食
71
混合食
7
总计
229
日食和月食的周期性
由于地球绕太阳和月亮绕地球的公转运动都有一定的规律，因此日食和月食的发生也具有其循环的周期性。
早在古代，巴比伦人根据对日食和月食的长期统计，发现了日食和月食的发生有一个223个朔望月的周期。这个223个朔望月的周期便被称为“沙罗周期”，“沙罗”就是重复的意思。
223个朔望月等于6585.3天（223×29.530588），即18年零11.3天，如果在这段时间内有5个闰年，那就是18年零10.3天。在这段时间内，太阳、月亮和黄白交点的相对位置在经常改变着，而经过一个沙罗周期之后，太阳、月亮和黄白交点差不多又回到原来相对的位置，因此便会出现同上一次情况相类似的日、月食，但见食的地点会有所变化，这里就不再细述了。
在我国汉代也发现日、月食具有一个135个朔望月的周期。135个朔望月等于3986.6天，约等于11年少31天，也就是说日、月食每过11年少31天重复发生一次。这个循环周期记载在汉代的“三统历”中，因此也称为“三统历周期”。
此外，人们还发现日、月食还有其他的循环周期。比如以358个朔望月为周期的纽康周期（合29年少20日），以235个朔望月为周期的米顿周期（合19年）等等，但这些周期都是非常粗略的，只能粗略地推算出日、月食发生的日期，并不能确定日、月食发生的准确时刻，食分的大小和见食的地区。准确的日、月食发生的时间以及交食情况，需要经过专门的严格推算，这已经是属于相当专门的历书天文学中“食论”的研究范围了。我国紫金山天文台就担负着日、月食预报的工作。
日全食基本知识
一次日全食的过程可以分为以下五个时期：初亏、食既、食甚、生光、复圆。
日全食说明
初亏由于月亮自西向东绕地球运转，所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。当月亮的东边缘刚接触到太阳圆面的瞬间（即月面的东边缘与日面的西边缘相外切的时刻），称为初亏。初亏也就是日食过程开始的时刻。
食既从初亏开始，就是偏食阶段了。月亮继续往东运行，太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大，阳光的强度与热度显著下降。当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。此时整个太阳圆面被遮住，因此，食既也就是日全食开始的时刻。
1 .日食发生规律
每年日食最多出现5次，如果出现5次，那么一定都是偏食。地球上每年至少有2次日食。在南北极地区只能看到日偏食。日全食大约1年半发生一次。每次日食都是在日出时从某一点开始，然后沿着日食带在日没时结束。从开始点到结束点大约绕地球半圈。日食一定发生在朔，即农历初一当日。此时月球位于地球和太阳之间，但因太阳轨道（黄道）与月球轨道（白道）成5°9′交角，故并非每次朔日皆有日食发生，而日食发生时，日月两者皆一定在“黄白交点”（升交点或降交点）附近发生。
2 .沙罗周期
同样的日食（全食、环食和偏食）每18年零11天或者6,585.32天（沙罗周期）会发生一次，但能观测得到的地区并不一样，只是日食时间一样而已，并且日食类型也不一定一样。因为沙罗周期的长度是6,585.32天，并不是整数，所以，如果在地球同一个地点再出现一次日食（并不一定是同一类型日食），要等待3个沙罗期。在每次日食发生后的三分之一个沙罗周期会发生下一次日食，在3个沙罗期大约54年零33天之后，日食会在同一个地区重新出现。现在有12个不同的大沙罗周期出现，一个出现在1937，1955，1973，1991和2009（中国长江流域、武汉、杭州）的连续的大约7.5分钟的日食。
3. 日食带即月球影子
日食带（月球影子）在赤道地区每小时移动约1,100英里，两极则达到每小时5,000英里。最宽的日全食带为167英里。在日全食经过的地区，可以看到偏食的范围最高达3,000英里。日全食带一般经过的地区是在海洋或荒无人烟的地方。
4 .日食原理
日食是月球运动到太阳和地球中间，如果三者正好处在一条直线时，月球就会挡住太阳射向地球的光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。在地球上月影里的人们开始看到阳光逐渐减弱，太阳面被圆的黑影遮住，天色转暗，全部遮住时，天空中可以看到最亮的恒星和行星，几分钟后，从月球黑影边缘逐渐露出阳光，开始生光、复圆。
日全食的意义价值
日全食之所以受重视，更主要的原因是它的天文观测价值巨大。
日食，特别是日全食：是人们认识太阳的极好机会。我们平时所见到的太阳，只是它的光球部分，光球外面的太阳大气的两个重要的层次—色球层和日冕，都淹没在光球的明亮光辉之中。色球层是太阳大气中的中层，它是在光球之上厚约2000千米的一层；在太阳外面，还包围着温度极高（百万摄氏度）但却十分稀薄的等离子体，延伸的范围比太阳本身还大好几倍，这叫做日冕。日冕的光度只有太阳本身的百万分之一，平常它完全隐藏在地球大气散射光造成的蓝色天幕里。日全食时，月亮挡住了太阳的光球圆面，在漆黑的天空背景上，相继显现出红色的色球和银白色的日冕，科学工作者可以在这一特定的时机、特定的条件下，观测色球和日冕，并拍摄色球、日冕的照片和光谱图，从而研究有关太阳的物理状态和化学组成。例如在1868年8月18日的日全食观测中，法国的天文学家让桑拍摄了日饵的光谱，发现了一种新的元素“氦”，这个元素一直在过了二十多年之后，才由英国的化学家雷姆素在地球上找到。
日食可以为研究太阳和地球的关系提供良好的机会。太阳和地球有着极为密切的关系。当太阳上产生强烈的活动时，它所发出的远紫外线、X 射线、微粒辐射等都会增强，能使地球的磁场、电离层发生扰动，并产生一系列的地球物理效应，如磁暴、极光扰动、短波通讯中断等。在日全食时，由于月亮逐渐遮掩日面上的各种辐射源，从而引起各种地球物理现象发生变化，因此日全食时进行各种有关的地球物理效应的观测和研究具有一定的实际意义，并且已成为日全食观察研究中的重要内容之一。
观测和研究日全食，还有助于研究有关天文、物理方面的许多课题，利用日全食的机会，可以寻找近日星和水星轨道以内的行星；可以测定星光从太阳附近通过时的弯曲，从而检验广义相对论，可以研究引力的性质等等。
此外，日食对研究日食发生时的气象变化、生物反应等都有一定的意义
科学史上有许多重大的天文学和物理学发现是利用日全食的机会做出的，而且只有通过这种机会才行。最著名的例子是1919年的 一次日全食，证实了爱因斯坦广义相对论的正确性。爱因斯坦1915年发表了在当时看来是极其难懂、也极其难以置信的广义相对论，这种理论预言光线在巨大的引力场中会拐弯。人类能接触到的最强的引力 场就是太阳，可是太阳本身发出很强的光，远处的微弱星光在经过太阳附近时是不是拐弯了，根本看不出来。但如果发生日全食，挡住太阳光，就可以测量出来光线拐没拐弯、拐了多大的弯。机会在1919年出现 了，但全食带在南大西洋上，很遥远，也很艰苦。英国天文学家爱丁顿带着一支热情和好奇心极强的观测 队出发了。观测结果与爱因斯坦事先计算的结果十分吻合，从此相对论得到世人的承认。
“天赐良机，勿失‘天机’。”7月22日，对于我国500年一遇的观测日全食的良好“天机”，国内天文学家们都如此感叹。这是本世纪最壮观的日全食，其掩食带之宽、时间之长、经过地区人口之多，实属罕见。然而在关注最佳观测点、观测设备等消息时，您是否也知道日全食最基本的一些知识？
古代以及封建社会时期，出现日全食的自然现象时，无知的人们就会敲锣打鼓，想要赶走把太阳吞噬的“怪物”，直至日食结束为止。
对日全食的一些疑问
为什么日全食总是在不同地方出现？
上次日全食的可观测范围，涵盖了我国长江中下游和南亚各国的许多大中城市及人口稠密地带。而2008年8月1日的再上一次日全食，在我国的合适观测带却只有少数西北偏远地区。众所周知，日食是因为月球挡住了太阳的光芒。日食发生时，被月球挡住阳光的区域在月地之间形成一个阴影“圆锥”，地球表面擦过它的部分才能看到日全食。由于日月轨道所限，地表能切到“圆锥”的最大截面，直径也不到270千米，随着地球自转扫过狭窄的一条能看到日全食的地带。每次日全食发生时日、地、月三者的相对位置和角度不同，月影“圆锥”也就扫在地球上的不同地点。 虽然日全食并不像彗星、流星雨那样周期动辄千百年，但对某一地区而言，眼下媒体商家大力渲染的“数百年一遇”并不夸张。
为什么每次观测范围和持续时间都不一样？
7月22日的日全食将持续6分39秒（在我国境内最长5分55秒），我国能看到日全食的地带宽约250千米，将是本世纪我国境内持续时间最长、涉及人口最多的一次。月球绕地和地球绕日的公转轨道都是椭圆形，地月、日地距离也总是不断变化。太阳直径约是月球的400倍，因此只有日月轨道“相会”且日地距离至少达到日月距离400倍时月球才能完全遮挡太阳直射地球的光芒，形成日全食。此次日全食来临时，太阳位于远地点附近，月球则刚通过近地点，月球阴影在地球上扫过的区域也较宽。而地球表面八成以上都是海洋和人烟稀少的地区，此次月影扫过人口稠密地带实属难得。月球绕地的公转角速度远高于地球绕日，因此月影在地球表面的移动速度很快，在赤道地区约1800千米/时，到两极附近高达8000千米/时，因此发生在赤道的日全食最高可持续7分钟40秒左右，而在中高纬度地区则只有几分钟，到两极则完全看不到日全食。
为什么日全食比月全食似乎更少见？
各民族对日全食有着如天狗吃日、狼逐日等等不同的解释，并有其各自解决的方法。 中国古时候，民间是以 敲锣打鼓的方式来对付；由于日全食的时间通常很短(至多七分半钟) ，所以在人们敲敲打打后，太阳可能就会马上重现，因而免除了人们的惊慌。中国对日食的记载很早，在汉朝的墓中就挖出许多石头，这些石头上刻画了很多日月星辰的图形，其中一个画有「日月合璧」，亦即太阳与月亮叠在一起，这就是当时的日食记录。中国人对日食的科学解释为阴侵阳，中国很早就知道视为「阴」的月亮，遮蔽了视为「阳」的太阳，而造成日食现象。 古时候有「月盈则食」的说法，意指月食现象发生都是在满月之时。 日食发生时，中国古代朝廷也会有所行动；中国人认为天代表大自然，太阳在大自然里有着最崇高的地位，皇帝称为天子，则意指其为上天派来管理人民的。既然天代表皇帝的父亲，它会透过太阳表面上的现象来警告其地上的代理人－－皇帝，明示他做错什么事情、有什么事情要小心等等；于是，透过各种征兆呈现出来，日食就是一个常被利用的状况。根据古书避镇殿记载，汉朝每当发生日食时，皇帝就不到大殿做早朝，而到偏殿旁的小殿进行早朝，并且一切从简。
就全球发生次数而言，一年内的日食其实比月食更多。从地球上看，太阳和月球各自运行的轨迹每隔半年会有一次“相交”，可能发生日食的时间段（日食季）还比发生月食的时间段（月食季）更长。一年内可能一次月食都没有，日食却必有两到五次，全球范围内日全食平均每1.5年也会有一次。然而月食一旦发生，处在黑夜中的半个地球都能看到，月全食长达几十分钟乃至几小时，可观测范围和持续时间远大于日全食，所以在同一地点被看到的几率更高。
为什么在同一地区，每两次日全食的间隔时间并不一致？
此次作为最佳观测区域的我国长江中下游，上一次日全食是在434年前的1575年，而下一次将在300年后的2309年。古代天文观测者曾总结出，在同一地点223个月相变化周期和太阳19次经过日月轨道交点的时间基本一致，形成一个长约18年的周期，此后人们又提出了其他更完善的周期。由于观测原因对日月变化周期只能以整数计算，但这两者的长度并不完全相等。加之地球自转的影响，相隔一个周期的两次日食往往不会发生在相同地点，也不一定都是日全食或日偏食，日全食回到同一地点所需要的时间就更不固定了。不过，天文学家通过严格的推算，仍可以准确预测某地下一次出现日全食的时间。
日全食持续期间内，可能会对地面产生哪些影响？
与阴雨天云层遮住太阳不同，日全食发生时随着月球遮挡住太阳辐射，大气层高处的电离层也会发生一些相应变化。这暂时会对信号需经过电离层反射的无线电中波、短波通信造成一定干扰，使用超短波的调频广播、手机、无线上网等则不受影响。不过，对整个地球磁场而言，这种影响还是微小的。另外，2008年8月1日的日全食，新疆伊吾观测点的气温下降了8摄氏度左右，许多观测者也感到身边一下子变凉了。此次日食主要出现在长江中下游这样夏季市区昼夜温差一般不超过5摄氏度的地方，又是在升温期间的上午发生，日食造成的降温不会很大。
为什么日全食发生时的几分钟内，可以用肉眼直视太阳？
除了太阳完全被月球遮住的全食几分钟，用肉眼可以直接观赏日全食外，其余时间切不可用肉眼直接观测太阳，更不可用缺少太阳专门滤光片的望远镜观看太阳。在达到全食的几分钟期间，太阳最明亮的光球层被完全遮蔽，此时可直接用肉眼或望远镜观测太阳，并欣赏天空中展露出的日冕和繁星。相机或摄像机此时也应摘下滤光片，否则只会拍到一团漆黑。但全食持续时间非常短，很快会回到偏食状态，即便只露出一小部分的光球也足以亮到伤害人眼及摄影器械。因此在观测时仍需事先准备好日食观测眼镜、镜头滤光片等，并把握好全食出现的时间。
为什么说不看日全食是“终身遗憾”？
许多亲身观赏过日全食的人都认为，亲眼目睹天空变黑、红日当空变成满天星斗的奇观，这种现场的震撼是任何照片、影像都难以替代的。贝利珠、日冕、日珥等平时难得一见的景象，更是令天文爱好者们着迷，平时对天文不感兴趣的普通人也会平添几分好奇。住在长江中下游、能在家门口观赏日全食固然是人生奇遇，而对我国北方和岭南许多此次无缘前去一睹日全食风采的人来说，如果确实对此有浓厚兴趣和出外旅游的条件，也可以加入日食“全球追踪者”的行列，平均一年半一次的等待也不算长。 日全食的历史
1：中国观测日食历史悠久，早在公元前1948年就有人观测到了日食。中国在公元前2300多年前就有了当时最先进的天文观象台。中国历来重视日食的预报，据说夏代一位天文官因沉湎酒色，漏报日食，被砍首以警示玩忽职守者。中国有世界上最早、最完整、最丰富的日食记录。光是古书(至清代)的史料(不包括甲骨文)，就有1000多次日食记录。最早是《尚书》记载的发生在公元前1948年的一次日食。《诗经》中更是详细记载了发生在公元前776年9月6日的日食：“十月之交，朔日辛卯，日有食之。” 世界天文学家普遍承认中国古代日食记录的可信程度最高，为世人留下了珍贵的科学文化遗产。中国古代夏、商、周时期因历史久远，缺乏精确的文字记录，因此难以精确地断代，而日食天象就像是一座相当精确的历史时钟，可以帮助确定一些历史事件的时间。
2：古代西方一次日食中止一场战争，西洋最有名的故事记载是在西元前585年。米提斯与利比亚两族打仗，打到一半时 忽然间太阳消失不见了，两族族人害怕灾祸的到来，终于达成美好的结果－ －两族讲和通婚。对于日食现象的看法，除了大溪地人把日食当成正面意义外，其他的国家都将他作 负面的解释。譬如西元前六百多年，雅典攻打某族时，因为发生食相而害怕不敢继续前进，就因为延迟了进攻，反倒让敌方趁这段时间有了准备，结果当雅典军队进攻敌方时，反而被打败了。
日全食的未来预测
1：中国进入日食高发期未来4年可赏3次日食：中国将迎来本世纪第一次日全食。未来4 年，中国公众还可欣赏到3次罕见的日食天象，其中一次为日全食，两次为日环食。天文专家表示，在5年时间集中出现如此多的日食天象是百年罕见的。天津市天文学会理事赵之珩介绍说，自上世纪80年代 以来，中国曾经发生过两次有利于观测的日全食，一次是1980年发生在昆明、贵阳等西南城市；一次是 1997年发生在漠河地区。“今明两年的日全食天象，无论是全食带的范围，还是全食发生的时间，都有 利于中国公众观测，只要天公作美，公众将能一饱眼福。”赵之珩说。除2008年8月1日这次日全食外，2009年7月22日，中国还将发生一次更为壮观的日全食，全食带横扫中国中部的长江流域。届时， 中国的拉萨、成都、上海等40多个城市都能观赏到这次日全食。与8月1日的日全食相比，此次日全食发生的范围更广，持续时间也更长，将达到5分钟至6分钟，这种状况可谓百年难遇。除了这两次日全食天象外，2010年1月15日还将发生日环食，云南、四川、湖北、安徽等地公众可一睹日环食风采。2012年5月21日 ，日环食天象再次上演，广西、广东、福建、香港和澳门等地公众可欣赏。天文专家表示，在5年时间集 中出现如此多的日食天象是百年罕见的。
2：2008全国主要城市日食预报时间和见食情况：2008年八月一日，中国境内自新疆阿勒泰经哈密、酒泉、西安至郑州一线出现日全食，开始时间为北京时间十八时二十分左右，持续时间约两分钟。这是二十一世纪首次发生在中国境内的日全食天象。
日食带及月球影子
日食带（月球影子）在赤道地区每小时移动约1,100英里，两极则达到每小时5,000英里。最宽的日全食带为167英里。在日全食经过的地区，可以看到偏食的范围最高达3,000英里。日全食带一般经过的地区是在海洋或荒无人烟的地方。
日全食发生的原理
发生日全食是因为太阳靠近月球轨道与地球轨道的一个交点，而同时月球在距此点的最远的点上。食既从初亏开始，就是偏食阶段了。月亮继续往东运行，太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大，阳光的强度与热度显著下降。当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。此时整个太阳圆面被遮住，因此，食既也就是日全食开始的时刻。即为光的直线传播。
之所以会发生日全食，是因为存在一种神奇的对称性。太阳的直径是月亮的400倍，而它距地球的距离正好也是月亮的400倍。结果，当月亮完全处于地球和太阳之间时，对那些完全处于月亮阴影中的人来说，太阳的表面便被完全遮挡了。太阳变成了黑色，只留下一个金色的光环，天空变成了靛青色。鸟儿此时会失去方向，或者会飞回巢中，蝙蝠和其它夜行动物则可能睡眼惺忪地出来活动。
日食发生时的影响及现象
发生日全食时，光线穿过树叶的缝隙投影出新月的影子。发生日全食时，动物常常准备睡觉，或行为异常。发生日全食时，当地的温度通常会下降至少20度。当99 %的太阳表面被覆盖时，能看到的晨昏蒙影现象。在日全食期间，地平线的周围会有一个窄的光带，这是因为观察者并不是直接站在月亮的影子下面，地球和月亮有一定的距离。在现代的原子钟出现之前，天文学家通过对日食的古代记录进行研究，发现地球旋转的周期每个世纪变慢了0.001秒。
日食过程
一次日全食的过程可以包括以下五个时期：初亏、食既、食甚、生光、复圆。
初亏
由于月亮自西向东绕地球运转，所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。当月亮的东边缘刚接触到太阳圆面的瞬间（即月面的东边缘与日面的西边缘相外切的时刻），称为初亏。初亏也就是日食过程开始的时刻。
食既
从初亏开始，就是偏食阶段了。月亮继续往东运行，太阳圆面被月亮遮掩的部分逐渐增大，阳光的强度与热度显著下降。当月面的东边缘与日面的东边缘相内切时，称为食既。此时整个太阳圆面被遮住，因此，食既也就是日全食开始的时刻。
食甚
食既以后，日轮继续东移，当月轮中心和日面中心相距最近时，就到食甚。
生光
对日偏食来说，食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻。月亮继续往东移动，当月面的西边缘和日面的西边缘相内切的瞬间，称为生光，它是日全食结束的时刻。在生光将发生之前，钻石环、贝利珠的现象又会出现在太阳的西边缘，但也是很快就会消失。接着在太阳西边缘又射出一线刺眼的光芒，原来在日全食时可以看到的色球层、日珥、日冕等现象迅即隐没在阳光之中，星星也消失了，阳光重新普照大地。
复圆
生光之后，月面继续移离日面，太阳被遮蔽的部分逐渐减少，当月面的西边缘与日面的东边缘相切的刹那，称为复圆。这时太阳又呈现出圆盘形状，整个日全食过程就宣告结束了。
贝利珠、钻石环
在太阳将要被月亮完全挡住时，在日面的东边缘会突然出现一弧像钻石似的光芒，好像钻石戒指上引人注目的闪耀光芒，这就是钻石环（Diamond Ring），同时在瞬间形成为一串发光的亮点，像一串光辉夺目的珍珠高高地悬挂在漆黑的天空中，这种现象叫做珍珠食，英国天文学家贝利最早描述了这种现象，因此又称为贝利珠（Baily Beads）。这是由于月球表面有许多崎岖不平的山峰，当阳光照射到月球边缘时，就形成了贝利珠现象。贝利珠出现的时间很短，通常只有一二秒钟，紧接着太阳光就全部被遮盖住而发生日全食了。
食分
用来表示日食的程度。对于日食而言，食分并不表示太阳圆面被遮俺的面积，而是表示日面直径的被遮部分与太阳直径的比值。以太阳的直径作为1，如果食分为0．5，这就表示太阳的直径被遮去了一半；如果食分为1，那就是太阳的整个圆面被遮住，那就是日全食。很显然，食分越大，日面被遮掩的程度就越大。日偏食的食分是小于1．0的，日全食的食分是1.0。
食带
由于月亮的影锥又细又长，所以当它落到地球表面时，所占的面积很小，至多不会超过地球总面积的万分之一，它的直径最大也只有二百六十多千米。当月球绕地球转动时，影锥就在地面上自西向东扫过一段比较长的地带，在月影扫过的地带，就都可以看见日食。所以这条带就叫做“日食带”。带内发生日全食的，就叫全食带；带内发生日环食的，就叫环食带。可以看到偏食的范围很广阔，已经不像一条带子，而是很大的一片地区。
全食带是一条宽度不过二三百千米，长约数千到10000千米的狭窄路径（有时全食带的宽度甚至只有几千米），只有在全食带扫过的地区才能看见日全食或日环食的发生。全食带的两旁是较广阔的半影扫过的地区，在这些地区内可见偏食。离全食带愈近的偏食区，所见偏食程度愈大；离带愈远，可见偏食程度愈小；半影区以外的地方是看不见日食的。
由于月球是由西向东运行，所以它的影子也是沿同一方向运行，因此各地看到日食的时间是不同的。当地面上的西部地区已经处在黑影区域内，这一地区的人已经看到日食时，东部地区的人却不能同时看到日食，得在月影向东移来后才能看到日食。所以，西部地区的人总是比东部地区的人先看到日食。
日食每年都有发生，但由于全食带是一条狭窄的影带，据估计，平均每200～300年，某一地区或城市才有机会被全食带扫过，所以，对住在一个城市的人来说，一生可能未看到过一次日全食。
日食持续时间
日食的时间长短，同月球影锥在地面上移动的速度以及地球的自转方向有关。以日全食来说，由于月球的视直径仅略大于太阳，同时月影在地面移动速度很快，因此日全食的时间是很短暂的。在全食带的某个地点所看到的日全食时间通常只有两三分钟，最多不超过7分钟。如果全食带经过赤道附近地区，日全食时间就可延续到7分40秒，这时是观测日全食的最好机会。
在发生日环食时，月亮总是位于远地点附近，这时月亮运行的速度较慢，因此日环食的时间比较长，如果日环食发生在赤道附近，那么在赤道附近观测日环食的时间可长达12分42秒。
就全球范围来说，如果把月亮半影开始遮掩日面的时间计算在内，日食时间的长度由初亏至复圆的整个过程可长达三个半小时。
日偏食的时候，由于月影范围大于其本影，食相经过的时间长短要视食分的大小而定，食分愈大，时间也就愈长。
本世纪中国境内的日食
2008年8月01日日全食
这次日食，中国的新疆维吾尔自治区、甘肃省、宁夏回族自治区、陕西省、山西省、河南省部分地区可见全食。其中，甘肃省金昌市是一个较佳的观测地点。
2009年7月22日日全食
这次日全食，中国最佳观测区在长江流域且持续时间长。此外，中国其他大部地区可见程度不等的日偏食。
2010年1月15日日环食
中国环食区：云南省北部，四川省南部，贵州省北部，重庆市，湖北省北部，陕西省东南部，河南省大部，山东省大部，安徽省北部，江苏省北部。
2012年5月20日日环食
中国环食区：广西自治区东南部，广东省大部，香港，澳门，福建省大部，台湾省东北部。
2020年7月21日日环食
中国环食区：西藏自治区中南部，四川省中南部，贵州省中北部，湖南省中部，江西省南部，福建省南部，台湾省中南部。
2030年6月01日日环食
中国环食区：内蒙古自治区东北部，黑龙江省中北部。
2034年3月20日日全食
中国全食区：西藏自治区北部，青海省西南部。
2035年9月02日日全食
中国全食区：新疆自治区中南部，甘肃省中北部，内蒙古自治区中西部，山西省北部，河北省中部，北京市大部，天津市北部，辽宁省南部。
2041年10月25日日环食
中国环食区：内蒙古自治区中部偏北地区，辽宁省北部，吉林省西南部。
2057年7月01日日环食
中国环食区：新疆自治区东部边缘地区，甘肃省北部边缘地区。
2060年4月30日日全食
中国全食区：新疆自治区中部，青海省与甘肃省交界地区。
2063年8月24日日全食
中国全食区：新疆自治区中部以东，内蒙古自治区中部，吉林省大部地区，黑龙江省东南部。
2064年2月17日日环食
中国环食区：西藏自治区中部，青海省东南部，四川省西北部，甘肃省中部，宁夏自治区大部，内蒙古自治区西部以中部以南地区，河北省北部，吉林省西北部，黑龙江省西南部。
2070年4月11日日全食
中国全食区：西沙群岛，台湾岛最南端沿海地区。
2074年1月27日日环食
中国环食区：广西自治区东南部，广东省中部，江西省东南部，福建省中部。
2085年1月22日日环食
中国环食区：云南省南部，广西自治区北部，湖南省南部，江西省中部，福建省北部。
2088年4月21日日全食
中国全食区：新疆自治区中部，青海省北部与甘肃省西南部交界地区。
2089年10月04日日全食
中国全食区：西藏自治区西部，四川省中部偏南地区，重庆市南部，贵州北部，湖南省中部偏北地区，江西省中部，福建省北部。
2095年11月27日日环食
中国环食区：河北省东北部，北京市东北部，内蒙古赤峰地区，辽宁省南部。
世纪日食
2009年7月22日：世纪日食。随着月球的黑色阴影第一次降落在阿拉伯海上，然后穿过印度中部和东北部、尼泊尔东南部、不丹的大部分地区、孟加拉国北部、印度最东部和南部，以及西藏中部，是21世纪时间最长的日全食。稍后不久，月亮的暗影将从中国中部地区穿过，接着向中国的东海和琉球群岛的一些区域移动。距离硫磺岛东南偏东大约200米的地方，是观察这次日食的最佳地点。对一些人来说，这可能是21世纪出现的最完美的一次日食。它是在1991年到2132年之间发生的日食中，持续时间最长的一次。
2009 年日全食的天气情况
长江流域所在的全食带地区天气都不太理想。不过，包括北京在内的华南华北等地，天气非常好，适合观测日偏食。 观测日全食注意事项
观察太阳是十分危险的，因为太阳放射出强烈可见光，红外线和紫外光。紫外光不但可以晒伤皮肤，它也会对眼睛的视网膜迅速造成伤害。人类的眼睛只要直接观看太阳几秒，就可能造成永久伤害，甚至眼盲。如果透过没有适当减光设备的望远镜观察太阳，后果更不堪设想。日偏食及日环食就不能在没有采取特安全范措施观看。在日全食的偏食阶段，即使太阳的表面被月球遮掩了99% 时，剩下新月形成的光球层，也可以对眼睛造成伤害。不要试图用肉眼观察任何日偏食或环食阶段的太阳。
下面为大家介绍一些科学的观测方法：
墨水观测法 (但是此方法减光率较低，易使眼睛受伤，不推荐使用)
可以取一盆清水，加入墨汁，通过水面的反光看太阳。
针孔投影法
利用两块板子，在其中一块板子上挖一个小洞，让阳光穿过这个小洞投影到另一块板子上。
望远镜投影法
手可不要乱晃，否则太阳的影子会来回跑。并且千万不要拿着望远镜直接看太阳，如果用望远镜直接看太阳，一定要用滤光镜。
日全食最佳观测点必须满足的条件：
1.必须在日全食发生的中心地带上。
2.日全食的时间在3分钟以上。
3.天气状况良好。
日食看点
看点之一：贝利珠，钻石环
看点之二：色球层
看点之三：日珥
看点之四：日冕
看点之五：天空与环境
日全食拍摄注意事项
有一点需要特别注意，就是在拍摄日全食时，由于全食阶段一般只有宝贵的几分钟。因此，还需要做好以下几点：
1、提前进行周密的规划。比如用什么相机，镜头或望远镜，用什么拍摄方式，要拍到什么效果，拍到的照片后期除了欣赏外还会不会有别的什么应用，等等。而对于一些创意摄影就更需要特别的考虑，比如刚才提到的拍糖葫芦串像，就要先选好地点，计算好每个像之间的时间间隔，等等。
2、提前进行实际演练。如果有条件，提前几天来到实际观测地，在日食发生的同样时间将观测流程从头到尾走一遍，包括组装望远镜、找太阳、连接相机、拍照、摘掉滤光片拍照(此时不可对着太阳)、再盖上滤光片拍照、换存储卡、换电池……这样往往能发现一些意想不到的小问题，比如这套器材指向某些位置时会卡住。如果没条件到观测现场也没关系，在任何一个地方演练都可以，只要找恰当的时间让当时太阳高度和日食时差不多即可。
3、实际观测时，在全食或者环食阶段找一个人专门负责报时。因为这个阶段持续时间本来就很短，而人在这个时候紧张而忙碌，往往感觉不到时间的流逝，在不知不觉中全食或环食就结束了。而当有人专门报时，其他观测者就能对时间做到心中有数，更好的安排自己的观测。
在这里还要再次强调，在面对最壮观的日全食时，全食阶段一定不要忘记摘掉滤光片！！！可能这样的错误很可笑，但实际情况是，当全食阶段即将到来时，人们的心情可能也会越来越紧张，生怕错过什么精彩的镜头，于是只顾一通狂拍，等到发现什么都没拍下来而意识到忘了摘滤光片时可能已经晚了。
特别提醒：
1、千万不要用肉眼或任何光学设备(如望远镜等)直视太阳！ 2、不能用相机直接拍摄（必须加有专用滤光镜），以防损伤烧坏相机。
摄影提示：
日食观测项目 日食观测的内容非常丰富，仅就一般爱好者力所能及的内容列举一些在下面：
1、日偏食时测定月球边缘和太阳两次接触的时间（即初亏和复圆）。
2、月球边缘的观测。在月球横过日面时，由于月面的山峰，其边缘并不是完整的，而是有些很微小的、不规则的突出或凹陷现象。观测时，可特别留意月球的边缘，并可用绘图法记录下来。 3、日全食时测定月球边缘和太阳边缘的四次接触（即初亏、食既、生光和复圆）的时间。食既的时刻以贝利珠消失的时间为准，而生光则以贝利珠重现的瞬间为准。
4、日冕的观测。日冕是太阳的外层大气，温度高达几百万摄氏度，而密度比人类制造的真空还要空，可以说是能看得见的真空，日冕只有日全食时才观测得到。每次日全食时所见的日冕形状、大小及结构都不同。在太阳黑子活动活跃期，日冕呈圆盘形；黑子活动衰期，日冕的形状则不大规则，且沿太阳赤道区可见射光，在两极附近地区呈扇形的结构物。观测时，可利用绘图法记录下来。
5、气象变化观测。日全食时，阳光突然消失，气温迅速下降，气压和风向都有所变化。可用仪器记录这些变化。
6、日全食时，可以利用这珍贵的几十秒，进行彗星、内行星（金星和水星）的搜索。
用相机对日全食的全过程拍摄，每隔一段时间拍摄一张，记录日全食的全过程；还要对贝利珠、日珥、日冕的进行特写。能拍摄到一次日全食照片，将是一个难忘的永久回忆，请记住，未来两年的日全食可能是几百年来的少有的几次，也可能是你一生中能看到的唯一的两个，可能没有第三次了。
日食用途
日食的计算涉及到太阳和月亮运动的准确性，因此古代许多天文学家用它来验证自己的历法。 1969年还有人利用公元2年以前的25次日食记录来计算地球自转速率的长期变化。另在日月食中也发现了沙罗周期。
在考古断代中，根据历史中的日食记载，可以帮助精确地确定历史事件的具体时间，是十分可信的手段。
日冕
日冕是太阳大气的最外层，厚度达到几百万公里以上。日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为1015m-3。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。日冕可人为地分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕（以上距离均从日心算起）。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。
日冕-简介
日冕是太阳大气的最外层，从色球边缘向外延伸到几个太阳半径R嫯处，甚至更远。分内冕和外冕，内冕只延伸到离太阳表面约0.3R嫯处；外冕则可达到几个R嫯,甚至更远。日冕由很稀薄的完全电离的等离子体组成，其中主要是质子、高度电离的离子和高速的自由电子。
日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为1015m-3。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。
日全食时看到的日冕
所谓“日冕”的光芒实际上来自于太阳的外部大气层，其亮度只有太阳本身的百万分之一，因此只能在发生日食时才能被看到。日冕产生的光辉只有整个月球反射太阳光的一半，在发生日食时，正是日冕发出的光芒才未使整个世界陷入一片黑暗。
1931 年，法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪，这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下，我们最终发现日冕是太阳的一部分。
当时，人们在对日冕进行研究时发现，日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。1868 年，法国天文学家皮埃尔J．C．詹森在印度对一次日食进行观测时，曾对日冕谱线进行了记录，并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔，他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究，洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素，他将其命名为“氦”，这个称谓在希腊语中意思是“太阳”， 也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过，这论断没过多久就被推翻了。1895 年，苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。
日冕还产生其他一些奇特的谱线，但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之，这些谱线说明日冕中所含元素的原子中都含有不同数量的电子，而在高温条件下，某些电子将脱离原子的束缚。1942 年，瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。日冕的温度很高，其数值达百万数量级，这并非臆想，而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过，这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中，其热量总和并非高。
日冕并没有突出的边缘，而是不断延伸，逐渐与整个太阳系融为一体，并在延伸的过程中逐渐减弱，直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射，美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。1962 年，“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”，其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时，构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星，而且如果行星上具有南北极（正如地球上那样），那么带电粒子将由其北极向南极运动。
日冕时的温度
日冕的温度非常高，可达200万度。令人不可思议的是，离太阳中心最近的光球，温度是几千度。稍远些的色球，温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕，温度竟然高达百万度。这一反常的现象意味着什么，科学家们目前还未找到合理的解释。
日冕层
日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽”。
2002年5月15日，美国航空航天局公布了一张日冕环景象的照片。这一壮观景象是因太阳磁场增强并穿过光球层和色球层，影响到日冕层产生的。增强后的磁场控制日冕层的离子流并呈现拱形或环形的管状形态。日冕环形态多样，大多数体积巨大，其跨度往往超过数个地球。
当发生日全食时，月亮会在太阳表面投下一个被灰蓝色光环围绕着的圆盘状阴影，这一灰蓝色的圆环即称为日冕，它常被描写成异常绚丽的飘带。起初，天文学家们还无法确定这种灿烂的光芒到底是来自太阳还是月亮，但他们很快就找到了答案，即来自太阳。
日全食时看到的日冕
所谓“日冕”的光芒实际上来自于太阳的外部大气层，其亮度只有太阳本身的百万分之一，因此只能在发生日食时才能被看到。日冕产生的光辉只有整个月球反射太阳光的一半，在发生日食时，正是日冕发出的光芒才未使整个世界陷入一片黑暗。
1931 年，法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪，这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下，我们最终发现日冕是太阳的一部分。
当时，人们在对日冕进行研究时发现，日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。1868 年，法国天文学家皮埃尔J．C．詹森在印度对一次日食进行观测时，曾对日冕谱线进行了记录，并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔，他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究，洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素，他将其命名为“氦”，这个称谓在希腊语中意思是“太阳”， 也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过，这论断没过多久就被推翻了。1895 年，苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。
日冕还产生其他一些奇特的谱线，但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之，这些谱线说明日冕中所含元素的
原子中都含有不同数量的电子，而在高温条件下，某些电子将脱离原子的束缚。1942 年，瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。日冕的温度很高，其数值达百万数量级，这并非臆想，而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过，这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中，其热量总和并非高。
日冕并没有突出的边缘，而是不断延伸，逐渐与整个太阳系融为一体，并在延伸的过程中逐渐减弱，直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射，美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。1962 年，“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”，其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时，构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星，而且如果行星上具有南北极（正如地球上那样），那么带电粒子将由其北极向南极运动。
日冕
日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。 日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽”。
温度
日冕的温度非常高，可达200万度。令人不可思议的是，离太阳中心最近的光球，温度是几千度。稍远些的色球，温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕，温度竟然高达百万度。这一反常的现象意味着什么，科学家们目前还未找到合理的解释。
日冕层与日冕的区别
日冕是指在日冕层上的那个耳朵一样的气体环，而日冕层则是处在太阳最外层的那层大气。两个是依附关系，日冕环处在日冕层上。
日珥
在日全食时，太阳的周围镶着一个红色的环圈，上面跳动着鲜红的火舌，这种火舌状物体就叫做日珥，日珥是在太阳的色球层上产生的一种非常强烈的太阳活动，是太阳活动的标志之一。日珥是通常发生在色球层的，它像是太阳面的"耳环"一样。按运动情况来看，日珥可分为爆发型、宁静型和活动型这样三大类。如果细分下去可以分为十几类。宁静日珥，在观测时间内似乎是不动的，而活动日珥，则老在不停地变化着。它们从太阳表面喷出来，沿着弧形路线，又慢慢地落回到太阳表面上。但有的日珥喷得很快、很高，它的物质没有落回日面，而是抛射入宇宙空间了，爆发日珥的高度可以达到几十万千米。1938年爆发的一个最大日珥，顷刻间上升到157万千米的高空，而地球的直径不过1.3万千米。
日珥是突出在日面边缘外面的一种太阳活动现象。它们比太阳圆面暗弱得多，在一般情况下被日晕（即地球大气所散射的太阳光）淹没，不能直接看到。因此必须使用太阳分光仪、单色光观测镜等仪器，或者在日全食时才能观测到。日珥出现时，大气层的色球酷似燃烧着的草原，玫瑰红色的舌状气体如烈火升腾，形状千姿百态，有的如浮云，有的似拱桥，有的像喷泉，有的酷似团团草丛，有的美如节日礼花，而整体看来它们的形状恰似贴附在太阳边缘的耳环，由此得名为“日珥”。
日珥的爆发最为壮观，爆发前是一团密密实实的“冷气团”，温度只有7000℃，悬浮在100万℃的日冕中。日珥在大小、形状和运动方面差别很大，而且有活动日珥和宁静日珥两种主要类型。活动日珥快速喷发，持续几分钟至几小时。活动日珥和黑子群有关，而且同黑子群一样，在数量和活动上都同太阳活动周期紧密相关。宁静日珥喷发平缓，减退更慢，可延续几个月。
日珥-研究简史
日全食时，用肉眼可以看见火红色的日珥。1842年7月8日日全食的观测，留下了最早的、明确的日珥观测记录。1860年7月 18日日全食时拍摄了日珥的照片。1868年8月18日日全食时，拍到日珥的光谱,确定日珥的主要成分是氢。此外，还在日珥光谱中发现一条波长为5876埃的黄线，但在当时实验室里从未见过这条谱线，遂把发出这种谱线的物质命名为Helium(氦),此字源于希腊语Helios（太阳），意即太阳元素。到1895年，才在实验室里提炼出氦。从二十世纪初期起，天文学家用分光仪等仪器对日珥的光谱、物态、结构、运动、形成、演变等进行了大量的研究。近年来空间探测兴起，在地球大气层外拍得了日珥的紫外线和X射线光谱。此外，还对日珥进行了射电观测。
日珥的 运动
日珥的运动很复杂，具有许多特征。例如，在日珥不断地向上抛射或落下时，若干个节点的运动轨迹往往是一致的；当日珥离开太阳运动时，速度会不断增加，而这种加速是突发式的，在两次加速之间速度保持不变；在日珥节点突然加速时，亮度也会增加。对于这些现象还没有满意的解释。主要问题是：日珥的密度远大于日冕，但宁静日珥可长期存在于日冕中，既不坠落也不瓦解。是什么力量支撑和维持著它？活动日珥和爆发日珥的速度可高达每秒几百公里，动力从何而来？日珥运动往往突然加速，甚至宁静日珥会一下子转变为活动日珥，原因是什么？这些问题都有待于进一步研究。一般认为，除重力和气体压力外，电磁力在日珥运动中是一个重要因素。日珥运动状态的突变可能与磁场的变化有关。
日珥的分布
日珥在太阳南、北两半球不同纬度处都可能出现，但在每一半球都主要集中于两个纬度区域，而以低纬度区为主。低纬区的日珥的分布与黑子的分布相似，按11年太阳活动周不断漂移。在活动周开始时，日珥发生在30°～40°范围内，然后逐渐移向赤道，在活动周结束时所处的纬度平均约为17°。这比黑子区域的平均纬度始终高10°左右。至于高纬度区，日珥大约在黑子极大期过去三年后才出现，一直存在到黑子极小期。高纬度区的日珥并不漂移，都在45°～50°范围内。上述两个区域的分界约在纬度40°处。
日珥的数目和面积都与11年的太阳活动周有关，随黑子相对数而变化。但变化幅度没有黑子相对数那样大。
日珥的上升高度约几万公里，大的日珥可高于日面几十万公里，一般长约20万公里，个别的可达150万公里。日珥的亮度要比太阳光球层暗弱得多，所以平时不能用肉眼观测到它，只有在日全食时才能直接看到。
日珥是非常奇特的太阳活动现象，其温度在5000～8000K之间，大多数日珥物质升到一定高度后，慢慢地降落到日面上，但也有一些日珥物质漂浮在温度高达200万K的日冕低层，即不附落，也不瓦解，就像炉火熊熊的炼钢炉内居然有一块不化的冰一样奇怪，而且，日珥物质的密度比日冕高出1000～10000倍，两者居然能共存几个月，实在令人费解。
日晕
日晕概述
日晕(Rì Yùn)(solar halo; solar flare)，日晕是日光通过云层中的冰晶时，经折射而形成的光现象，围绕太阳环形，呈彩色。日晕的出现，往往预示天气要有一定的变化。日晕是一种比较罕见的天象。“日晕”有全晕圈和缺口晕。
日晕是卷云、卷层云形成的环绕在太阳周围的彩色（或白色）光环或光弧，色带排列内红外紫。日晕有时也被称为“
