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Ⅲ 太陽系與太陽的資料

太陽與太陽系

太陽系
在遠古的時候，人們就注意到天上許多星星的相對位置是恆定不變的。但有5顆亮星卻在眾星之間不斷地移動。因此人們把「動」的星星稱為「行星」，「不動」的星星稱為「恆星」，並給行星各自起了名字，即：水星、金星、火星、木星和土星。其中水星也稱辰星，它最靠近太陽，不超過一辰（30度）。金星又叫太白星或啟明星、長庚星。它光彩奪目，是全天最亮的星；火星又稱「熒惑」，因它的火紅顏色而得名；木星也稱歲星，它大約12年運行一周天，每年差不多行經一次（全天分成十二次），古代用它來紀年；土星也稱鎮星或填星，因為它大約28年運行一周天，一年鎮守一宿（中國古代把全天分成二十八宿）。這就是人們肉眼能看見的五大行星，中國古代統稱它們為「五星」，再加上太陽、月亮總稱為「七曜」。
近兩個世紀以來，天文學家又發現了3顆大行星（天王星、海王星和冥王星）。這樣，包括地球在內的9顆行星就構成了一個圍繞太陽旋轉的行星系統。離太陽最近的行星是水星，以下依次是金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星和冥王星。除了水星和金星之外，所有的行星都有衛星。在火星和木星之間存在著數十萬顆大小不等、形狀各異的小行星，天文學家把這個區域稱為小行星帶。此外，太陽系中還有許許多多的彗星、流星以及稀薄的微塵粒和氣體等。
太陽質量占太陽系總質量的99.8％，它以自己強大的引力將太陽系裡的所有天體牢牢地吸引在它的周圍，使它們不離不散、井然有序地繞自己旋轉。同時，太陽又作為一顆普通恆星，帶領它的成員，萬古不息地繞銀河系的中心運動。
...
太 陽

清晨，當你站在茫茫大海的岸邊或登上五嶽之首的泰山，眺望東方冉冉升起的一輪紅日時，一種蓬勃向上的激情會從心底油然而生。人們熱愛太陽，崇拜太陽，贊美太陽，把太陽看作是光明和生命的象徵。

太陽在人類生活中是如此的重要，以致人們一直對它頂禮膜拜。中華民族的先民把自己的祖先炎帝尊為太陽神。印度人認為，當第一道陽光照射到恆河時，世界才開始有了萬物。而在希臘神話中，太陽神被稱為「阿波羅」。他是天神宙斯(Zeus)的兒子，他高大英俊，多才多藝，同時還是光明之神、醫葯之神、文藝之神、音樂之神、預言之神。他右手握著七弦琴，左手托著象徵太陽的金球。

太陽處於太陽系的中心，是太陽系的主宰。它的質量占太陽系總質量的99．865％，是太陽系所有行星質量總和的745倍。所以，她有足夠強大的吸引力，帶領它大大小小的家族成員圍著自己不停地旋轉。

太陽是我們唯一能觀測到表面細節的恆星。我們直接觀測到的是太陽的大氣層，它從里向外分為光球、色球和日冕三層。雖然就總體而言，太陽是一個穩定、平衡、發光的氣體球，但它的大氣層卻處於局部的激烈運動之中。如：黑子群的出沒，日珥的變化，耀斑的爆發等等。太陽活動現象的發生與太陽磁場密切相關。太陽周圍的空間也充滿從太陽噴射出來的劇烈運動著的氣體和磁場。

天文上太陽的符號是⊙，它象徵著宇宙之卵，是生命的源泉。
太 陽 基 本 數 據

日地平均距離
149，598，000千米
半徑 696，000千米
質量 1.989×1033克
平均密度 1.409克/立方厘米
有效溫度 5,770K
自轉會合周期 26.9日(赤道);31.1日(極區)
光譜型 G2V
目視星等 -26.74等
目視絕對星等 4.83等
表面重力加速度 27,400厘米/平方秒
表面逃逸速度 617.7千米/秒
中心溫度 約15,000,000K
中心密度 約160克/立方厘米
年齡 50億年

太 陽 的 結 構

太陽是太陽系的中心天體,是太陽系裡唯一的一顆恆星,也是離地球最近的一顆恆星。太陽是一顆中等質量的充滿活力的壯年星，它處於銀河系內，位於距銀心約10千秒差距的懸臂內，銀道面以北約8秒差距處。太陽的直徑為139.2萬千米，是地球的109倍。太陽的體積為141億億立方千米，是地球的130萬倍。太陽的質量近2000億億億噸，是地球的33萬倍，它集中了太陽系99.865%的質量，是個絕對至高無上的「國王」。太陽是個熾熱的氣體星球，沒有固體的星體或核心。太陽從中心到邊緣可分為核反應區、輻射區、對流區和大氣層。太陽能量的99%是由中心的核反應區的熱核反應產生的。太陽中心的密度和溫度極高，它發生著由氫聚變為氦的熱核反應，而該反應足以維持100億年,因此太陽目前正處於中年期。太陽大氣的主要成分是氫（質量約佔71%）與氦（質量約佔27%）。

太陽和地球一樣，也有大氣層。太陽大氣層從內到外可分為光球、色球和日冕三層。光球層厚約5000千米，我們所見到太陽的可見光，幾乎全是由光球發出的。光球表面有顆粒狀結構----「米粒組織」。光球上亮的區域叫光斑，暗的黑斑叫太陽黑子，太陽黑子的活動具有平均11.2年的周期。從光球表面到2000千米高度為色球層，它得在日全食時或用色球望遠鏡才能觀測到，在色球層有譜斑、暗條和日珥，還時常發生劇烈的耀斑活動。色球層之外為日冕層，它溫度極高，延伸到數倍太陽半徑處，用空間望遠鏡可觀察到X射線耀斑。日冕上有冕洞，而冕洞是太陽風的風源。日冕也得在日全食時或用日冕儀才可觀測到。當太陽上有強烈爆發時，太陽風攜帶著的強大等離子流可能到達地球極區。這時，在地球兩極則可看見瑰麗無比的極光。

太 陽 光 球 及 其 活 動

光球就是我們實際看到的太陽圓面，它有一個比較清楚的圓周界線。光球的表面是氣態的，其平均密度只有水的幾億分之一。光球厚達500千米，極不透明。光球上密密麻麻地分布著極不穩定的斑斑點點，被稱為「米粒組織」。米粒組織可能是光球下面氣體對流產生的現象。另外，還有超米粒組織，其直徑與壽命要大的多。在光球還分布著太陽黑子和光斑，偶爾還會出現白光耀斑。這些活動現象有著相差懸殊的亮度、物理狀態和結構。

所謂太陽黑子是光球層上的黑暗區域，它的溫度大約為4500K， 而光球其餘部分的溫度約為6000K。 在明亮的光球反襯下，就顯得很黑。

發展完全的黑子是由較暗的核（本影）和圍繞它的較亮部分（半影）構成的，形狀像一個淺碟。太陽黑子是太陽活動的最明顯標志之一。太陽黑子的突出特點是具有強大的磁場，范圍從小太陽黑子的500高斯到大太陽黑子的4000高斯不等。黑子最多的年份稱太陽活動極大年，最少的年份稱太陽活動極小年。太陽黑子的平均活動周期是11．2年。光球上還有一些比周圍更明亮的區域，叫光斑。它與黑子常常相伴而生。

太 陽 色 球 及 其 活 動

光球的上界同色球相接，在日全食時能看到。色球層厚約8000千米。太陽具有反常增溫現象，從光球頂部到色球頂部再到日冕區，溫度不斷陡升。色球層有出現在日輪邊緣的針狀物，它們不斷產生與消失，壽命一般只有10分鍾。色球上經常出現一些暗的「飄帶」，我們稱它為暗條 。當它轉到日面邊緣時，有時象一隻耳朵，有時好象騰起的火焰，人們俗稱它為日珥。日珥的形態千變萬化，可分為寧靜日珥、活動日珥和爆發日珥。
太陽色球層有些局部亮區域，我們稱它為譜斑。它處於太陽黑子的正上方。有時譜斑亮度會突然增強，這就是我們通常說的耀斑。耀斑釋放的能量極其巨大。其巨大的能量來自磁場。

日 冕 與 太 陽 風

太陽最外層的大氣稱為日冕。日冕延伸的范圍達到太陽直徑的幾倍到幾十倍。
在太陽活動極大年，日冕接近圓形；在太陽寧靜年則呈橢圓形。
日冕中有大片不規則的暗黑區域，叫冕洞。冕洞是日冕中氣體密度較低的區域。冕洞分為三種：極區冕洞，孤立冕洞，延伸冕洞。太陽能以太陽風----物質粒子流的形式失去物質。冕洞是高速太陽風的重要源泉。 日冕物質拋射是發生在日冕的非常宏觀龐大的物質和磁場結構，它是大尺度緻密等離子體的突然爆發現象。對地球影響最大的莫過於它。當太陽上有強烈爆發和日冕物質拋射時，太陽風攜帶著的強大等離子流可能到達地球極區。這時，地球兩極就出現極光。極光的形態千變萬化。太陽系內某些具有磁場的行星上也有極光。發生在日冕的耀斑叫X射線耀斑，它的波長只有1～8埃或更短。它直接引起地球電離層騷擾，從而影響地球短波通訊。
太 陽 的 能 量 來 源

太陽的能源問題一向很吸引人。最早有人提出太陽能量是由其自身物質向中心收縮產生的。然而，這樣的能源只可維持大約3000萬年,而地球上最古老的岩石年齡已有38億年了。此後的一些假說，同樣難以自圓其說。後來人們才知道，太陽能源來自它直徑不到50萬千米的核心部分，其核心溫度極高，壓力極大，發生了熱核反應：每4個氫原子核結合成一個氦原子核，同時釋放出巨大的能量。這一過程足足可以進行100億年。

太 陽 活 動 預 報

日地空間環境狀態的變化對現代生活、生產所依賴的現代尖端技術顯得越來越重要。前面已提到，X射線耀斑直接引起地球電離層騷擾，從而影響地球短波通訊。太陽質子事件會危及宇航員和宇宙飛行器上的感測器及控制設備，對在高緯地區飛行的旅客和乘務人員也構成輻射威脅。另外有人統計，劇烈的太陽活動與地震、火山爆發、旱澇災害、心臟和神經系統疾病的發生及交通事故都有關系。 所以，太陽活動和日地物理預報是非常重要的。太陽活動預報分為長期、中期、短期預報和警報。

日地空間環境作為系統的科學研究對象是在1957年人類進入太空開始的。50至70年代是探索階段，人們逐步認識到太空環境的重要性。在大量探測的基礎上建立了描述環境的靜態模式，對一些重大的航天活動做了安全性的預報。80年代以後，在需求的推動下，日地空間環境的研究得到迅速的發展。自1979年開始每隔四年一次的國際日地預報會議均如期舉行，規模逐次擴大。為了聯合和協調各主要國家的工作，成立了聯合的預報中心。總部設在美國，有10個區域警報中心分布於全球。我們北京區域警報中心是其中之一。進入90年代以後科學家們形象地稱之為「空間天氣。
雖然取得了一些成績，但預報水平仍亟待提高。

日 食—瑰麗的自然景觀

日食，特別是日全食，是天空中頗為壯觀的景象。如果在晴朗的天氣發生日全食，人們可以看到：好端端一個圓圓的太陽，它的西邊緣開始缺掉一塊（實際上是被月影遮住），所缺的面積逐漸擴大，當太陽只剩下一個月牙形時，天色逐漸昏暗下來，如同夜幕降臨。當太陽全被遮住時，夜幕完全籠罩大地。突然，在原來太陽位置四周噴射出皎潔悅目的淡藍色的日冕和紅色的日珥。此後，太陽西邊緣又露出光芒，大地重見光明，太陽圓面上被遮的部分逐漸減少，太陽漸漸恢復了本來面貌。
仔細觀察，在全食即將開始或結束時，太陽圓面被月球圓面遮住，只剩下一圈彎彎的細線時，往往會出現一串發光的亮點，像是一串晶瑩剔透的珍珠。這是由於月球表面高低不平的山峰像鋸齒一樣把太陽發出的光線切斷造成的。英國天文學家倍利（Berrie）於1838年和1842年首先描述並研究了這種現象，所以稱為倍利珠。

日 食 成 因

我們知道，月球是圍繞地球轉動的，地球又帶著月球一起繞著太陽公轉，當月球運行到太陽和地球之間，三者差不多成一直線時，月影擋住了太陽，於是就發生了日食。月影有本影、偽本影（本影的延長部分）和半影之分。在月亮本影掃過的地方，那裡太陽光全部被遮住，所看到的是日全食；在半影掃過的地方，月球僅遮住日面的一部分，這時看到的是日偏食。有時，月球本影達不到地面，它延伸出的偽本影掃到地面，此時太陽中央的絕大部分被遮住，在周圍留有一圈明亮的光環，這就是日環食。天文學家稱環食和全食為中心食。中心食的過程中必然會發生日偏食。
日食一定發生在朔日，即農歷初一，但不是所有的朔日都會發生日食。這是因為月球繞地球運動的軌道平面（白道面）和地球繞太陽運轉的軌道平面（黃道面）並不是重疊在一起的，而是有一個平均大約為5°09′的傾角。所以在大多數的朔日里，月球雖然運行到太陽和地球之間，但月影掃不到地面而不會發生日食。據統計，世界上每年至少要發生兩次日食，最多時可達5次。月球的本影或偽本影在地面掃過的區域稱為日食帶。日食帶的寬度一般為幾十千米至二三百千米，因此，平均要二三百年才有機會在某一地區看到一次日全食。1997年3月9日，中國黑龍江北端看到了一次日全食，這是本世紀在中國能看到的最後一次日全食。1999年8月11的日全食，是本世紀陸地地區可見的最後一次日全食，全食帶從大西洋西海岸，經大西洋、英國南端、法國、德國，到西亞、印度北部和孟加拉灣。其中羅馬尼亞的布加勒斯特附近全食時間最長，是觀看這次日食最好的地區。

中國古代日食觀測

在科學不發達的古代，人們不明白日食發生的原因，以為太陽被「天狗」吃掉了。因此，每當發生日食，人們都非常恐慌，敲盆擊鼓要把「天狗」轟走。古代統治者把日食看作是上天的警告，因此對日食觀測很重視，設有專門機構和官員負責。相傳公元前2000多年的中國夏代，有一位叫羲和的天文官員因沉緬酒色，漏報了日食，被斬首。據說此後再也沒有一個天文官員敢在觀測時玩忽職守了。

由於歷代都有專門的觀測者，因而中國古代留下的日食記錄是很豐富的。根據統計，到清代為止，不算甲骨文，只是史書記載的日食就有1000次以上，這是一份十分寶貴的科學遺產。其中最早的一次發生在大禹三年，在平定三苗之亂時發生日食，由此推算出的年代為公元前1912年，即距今3911年了。

由於日光十分強烈，除了日全食之外，是無法用眼睛直接觀測太陽的。公元前1世紀，有一個叫京房的人採取了一種很巧妙的觀測日食的方法。他將一盆水放在院子里，日食時去觀察水中映出的太陽，從而避免了眼睛直接接觸陽光而被灼傷。後來，人們用油代替水，進一步減少了日光的刺激。13世紀，元代大天文學家郭守敬發明了一種叫仰儀的半球形儀器，裡面有刻度，可以比較准確地測定各個食相的時刻，並估計出食分。到了17世紀，望遠鏡傳入了中國，崇尚西學的科學家徐光啟用它觀測日食，觀測精度有了大幅度提高。
因為日食計算涉及到太陽和月球的運動，所以，古代不少天文學家利用日食記錄來驗證自己的歷法。而到了本世紀，古代日食記錄有了更多的用途。1969年有人利用25次公元2年以前的古日食記錄來計算地球自轉速率的長期變化（逐漸變慢），這25次中有9次是中國的。世界天文學家普遍認為，中國古代日食記錄的可信程度是最好的。
現 代 日 食 觀 測

在歷史上，人們利用日全食時月影擋住日面的特殊條件，觀測色球和日冕，取得了重要科學發現。現在，我們雖然已具備了平時觀測太陽色球和日冕的若干手段，但還不能完全取代日全食的觀測。最精細的日冕照片仍然是在日全食時拍下的；日全食時拍攝的閃光光譜，仍然是建立太陽光球、色球和日冕大氣模型的重要觀測資料。因此，在每次發生日全食時，天文學家總是千方百計地前去觀測。

近50年來，對太陽的射電觀測極大地推動了太陽物理學的進展，但是射電觀測解析度低，很難分辨日面上的細節。而在日食時，天文學家可以根據不同時刻月面掩日面的程度，及射電望遠鏡記錄的變化，來判斷射電源的准確位置，獲取高解析度的太陽射電觀測資料。另外，與光學觀測相比，射電望遠鏡還佔有兩大優勢：首先人們感興趣的是日食時月球掩食日面的過程，而不是日面被全掩的瞬間，所以偏食、環食同樣具有觀測價值；其次，光學觀測日食的成功率不大，天氣不佳或者日食過程中掠過日面的一片浮雲都會使觀測前功盡棄。射電觀測則受天氣影響很小。20世紀70年代中期以前，有關太陽射電的知識大部分是通過日食觀測得到的。
日 全 食 與 相 對 論

愛因斯坦(Albert Einstein)是20世紀最偉大的科學家。提起愛因斯坦人們就會聯想到相對論。相對論中有一個重要的推論就是：物質都有質量，質量產生引力。光線在經過物體近旁時會因引力作用而發生偏轉。通常光線經過的物體質量很小，所以偏轉極微，近乎是條直線。當光線 通過質量足夠大的物體時，偏轉效應便會顯示出來。太陽是個質量很大的物體，若有天體的光線從太陽近旁經過，應該發生可以檢測出來的位置偏移。1916年愛因斯坦計算出恆星光在太陽近旁通過時偏轉角度是1.75角秒。驗證的方法就是利用日全食時拍攝太陽近旁恆星的照片，再用它與半年前或半年後太陽不在這個天區時的照片作非常精密的恆星位置測量比較，看看這些星的位置是否發生了微小的變化。

正好1919年5月29日將在南美洲和非洲發生一次日全食。為了驗證相對論，英國格林尼治天文台和劍橋大學天文台分別派出了日食遠征隊到巴西和西非觀測。兩地的觀測都非常成功。得到太陽近旁恆星位置移動的數量分別是1.98角秒和1.61角秒。考慮到觀測過程中可能發生的各種誤差，這樣的數值已經非常接近理論值。這是日食觀測史上最值得紀念的一次天文事件。

接著1922年9月21日東非和澳洲發生日全食，又有幾支日食遠征隊觀測成功。拍攝到的星像經過精密測定得出恆星位置偏移量為1.72角秒，與愛因斯坦所計算的理論值只差0.03角秒。以後，每逢日全食天文學家還在不斷觀測，結果都與理論值非常接近。日全食觀測結果證明愛因斯坦的相對論是經得起考驗的科學理論。
1997年3月9日北京時間9時08分—9時l1分左右，我國黑龍江省漠河地區將發生日全食。雖然從全世界來說，大約每三年可見兩次日全食，然而任一具體地區平均需三百多年才能看到一次日全食。即使是幅員遼闊的我國，本世紀也只能看到6次三全食，今年3月9日是其中最後一次。下一次將於2008年出現在我國西北地區。

在日全食期間，由於明亮的太陽光球被月球遮擋，在暗黑的天空背景上，將出現平時根本看不見的發光暗弱的太陽高層大氣(色球層和日冕)，是研究太陽上這兩個神秘層次的絕好機會。同時，日全食又是研究因太陽光突然消失而對地球大氣、 電離層、 地磁和地電、以及生態等產生影響的難得時機，因而日全食具有重要的科研價值。並且，在日全食前後，也是對日食地區廣大群眾進行科學普及和破除迷信等宣傳教育的有利時機。

本次日全食的全食帶在我國境內的位置如圖所示。其中四條平行直線表示4個不同時刻月影中心位置，它們的見食情況列於圖後附表。這次日全食過程中，月球本影最先與地面接觸發生在我國新疆最北部的阿爾泰地區與哈薩克共和國交界處，當時日出不久，太陽高度只有8度。然後，月影掃過蒙古共和國和俄羅斯，大約在北京時間9時07分進入我國內蒙古的滿歸地區，9時08分進入黑龍江漠河地區，9時12分離開我國出境。因此，在我國境內的最佳觀測時間和地點應是9時08分～9時ll分在黑龍江漠河地區，當時太陽高度約21.5度，日全食持續時間為2分46秒。可見日全食的可觀測條件要比l968年9月22日在新疆和l980年2月16日在雲南的日全食優越得多。新疆日全食的太陽高度只有5度，全食時間只有0.3分鍾；雲南日全食時太陽高至也只有9度，全食時間不過l.7分鍾。

我國准備對這次日全食進行專業觀測研究。中國科學院北京天文台、紫金山天文台、雲南天文台、空間科學與應用研究中心、地球物理研究所、電子工業部22所、南京大學天文系和北京師范大學天文系等已經提出了涉及太陽物理、空間物理、電離層、地磁和地電等領域的16個觀測項目，其中太陽方面有色球閃光譜和日冕白光觀測，以及毫米波和厘米波太陽射電觀測。許多天文愛好者也已表示到時將前往北疆進行業余觀測。同時，日本、台灣和香港地區的專業工作者和愛好者也在聯繫到漠河地區觀測。1997年3月5—10日還將在漠河縣舉行「太陽與人類環境」科學討論會，對日食觀測、日地關系及其對人類環境的影響，進行學術討論，並提供觀測和觀賞本次日全食的機會。
1999 年 歐 洲 日 全 食

1999年8月11日的日全食，是本世紀陸陸地區可見的最後一次日全食。許多國家的天文學家和愛好者都組團赴歐洲觀測日全食的壯觀景象。中國科協和中國天文學會已組成赴歐日全食觀測團隊，主要進行照相（日珥、日冕、貝利珠等）觀測和光譜觀測等。

這次日食，全食帶經過歐亞大陸許多國家的許多城市（從大西洋西海岸，經大西洋、英國南端、法國、德國，到西亞、印度北部和孟加拉灣）。其中羅馬尼亞的布加勒斯特附近全食時間最長，是這次見食最好的地區。詳細情況請見附表和附圖。

8月11日全食帶內各地見食情況表

地名 全食
時間 食甚時刻
（地方時） 太陽地平高度 太陽地平
經度
彭贊斯
【英】
2m02s 11：12
（上午） 46° 130°
普利茅斯
【英】 1m39s 11：14
（上午） 46° 132°
蘭斯
【法】 1m59s 12：26
（下午） 52° 146°
梅斯
【法】 2ml3s 12：29
（下午） 53° 150°
斯圖加特
【德】 2m17s 12：34
（下午） 55° 157°
慕尼黑
【德】 2m08s 12：38
（下午） 56° 162°
薩爾茨堡
【奧】 2m02s 12：41
（下午） 57° 166°
格拉茨
【奧】 lml2s 12：46
（下午） 58° 172°
塞格德
【匈】 2m21s 12：55
（下午） 59° 185°
布加靳斯特
【羅】 2m22s 2：07
（下午） 59° 202°
瑟瓦斯
【土】 2m07s 2：32
（下午） 55° 232°
迪亞爾巴克爾
【土】 1m20s 2：40
（下午） 53° 242°
伊斯法罕
【伊朗】 1m33s 4：33
（下午） 41° 262°
卡拉奇
【巴】 1ml3s 5：27
（下午） 22° 277°
瓦多達拉
【印】 1m02s 6:02
（下午） 15° 281°

1999 年 歐 洲 日 全 食 照 片

狹縫日食----1999年8月11日德國慕尼黑日全食觀測紀實

中國科大附中劉文靜

1999年8月11日，我隨全國日全食觀測團來到了德國南部城市慕尼黑觀測本世紀最後一次日全食。這次日全食帶從大西洋西部開始，經過歐洲、亞洲西部和南部，在印度洋北部結束。慕尼黑位於日食帶內，日食全過程長達之小時40分左右，全食時間在2分鍾以上。

8月11日這天的天氣是多雲、小雨，但是我們還是按計劃來到了預先選好的觀測地點：慕尼黑航空博物館的操場上。8時30分左右我們架起照像機、望遠鏡緊張地進行著觀測前的准備工作。天空濃雲密布，偶爾露出小片藍天，但又很快被烏雲遮蓋。隨著時間的推移，天空越陰越重，並下起了陣陣小雨。我懷著十分焦急的心情時而看錶，時而看天，等待11時16分24秒（慕尼黑初虧時刻）初虧就拍照。但是初虧時刻到了，太陽完全被濃雲遮往了。 11時23分太陽從雲層的縫隙中露了出來，我急忙按下快門，拍下第一張日食照片，此時太陽己被月面遮往了一小部分。就這樣，只要太陽露出雲層我就搶拍一張。天空的雲向南飄著，太陽時隱時現。日全食快開始了，雲層仍然很厚，我的心情更加緊張，我盼望著奇跡出現。時間一秒一秒地過去， 12時37分13秒（全食始的時間）奇跡真的出現了，濃雲裂開一條狹縫，太陽從雲層的狹縫中露了出來。剎那間太陽光芒四射，前倍利珠放出耀眼的光芒，日全食開始了，人們歡呼著。沸騰著。我連忙按動快門拍下了倍利珠、日珥和日冕。日全食時天色很暗，太陽戴上了一頂銀白色的帽子，十分壯觀。日冕的形狀隨太陽活動的強弱而變化，今年太陽活動己步入峰年，日冕接近圓形，而太陽活動寧靜時則日冕較扁。 12時39分26秒月亮移出太陽表面，一束耀眼奪目的光芒再次從暗黑的日面邊緣閃現出來，後倍利珠出現了。2分13秒的日全食結束了，我們幸運的度過了這非常短暫的「黑夜」，迎來了「黎明」。14時1分29秒太陽復圓了，天又陰了下來，下起小雨。兩個多小時的觀測，動人心弦。這是一場驚喜，濃雲密布的天空露出一條狹縫，讓我又一次飽覽了日全食的壯觀、美麗。這是一場驚險，險些給我留下本世紀最後的遺憾。真是永生難忘慕尼黑的狹縫日食。

未 來 的 日 食

2000～2020年中國可見的日食

年月日 食類 年月日 食類
2002. 06. 11 環食 2011. 01. 04 偏食
2003. 05. 31 環食 2011. 06. 21 偏食
2004. 10. 14 偏食 2012. 05. 21 環食
2005. 10. 03 環食 2015. 03. 20 全食
2006. 03. 29 全食 2016. 03. 09 全食
2007. 03. 19 偏食 2018. 08. 11 偏食
2008. 08. 01 全食 2019. 01. 06 偏食
2009. 01. 26
環食 2019. 12. 26 環食
2009. 07. 22 全食 2020. 06. 12 環食

Ⅳ 神馬m21s紅綠燈同時亮是什麼原因

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Ⅵ 太陽的詳細資料

太 陽

清晨，當你站在茫茫大海的岸邊或登上五嶽之首的泰山，眺望東方冉冉升起的一輪紅日時，一種蓬勃向上的激情會從心底油然而生。人們熱愛太陽，崇拜太陽，贊美太陽，把太陽看作是光明和生命的象徵。

太陽在人類生活中是如此的重要，以致人們一直對它頂禮膜拜。中華民族的先民把自己的祖先炎帝尊為太陽神。印度人認為，當第一道陽光照射到恆河時，世界才開始有了萬物。而在希臘神話中，太陽神被稱為「阿波羅」。他是天神宙斯(Zeus)的兒子，他高大英俊，多才多藝，同時還是光明之神、醫葯之神、文藝之神、音樂之神、預言之神。他右手握著七弦琴，左手托著象徵太陽的金球。

太陽處於太陽系的中心，是太陽系的主宰。它的質量占太陽系總質量的99．865％，是太陽系所有行星質量總和的745倍。所以，她有足夠強大的吸引力，帶領它大大小小的家族成員圍著自己不停地旋轉。

太陽是我們唯一能觀測到表面細節的恆星。我們直接觀測到的是太陽的大氣層，它從里向外分為光球、色球和日冕三層。雖然就總體而言，太陽是一個穩定、平衡、發光的氣體球，但它的大氣層卻處於局部的激烈運動之中。如：黑子群的出沒，日珥的變化，耀斑的爆發等等。太陽活動現象的發生與太陽磁場密切相關。太陽周圍的空間也充滿從太陽噴射出來的劇烈運動著的氣體和磁場。

天文上太陽的符號是⊙，它象徵著宇宙之卵，是生命的源泉。
太 陽 基 本 數 據

日地平均距離
149，598，000千米
半徑 696，000千米
質量 1.989×1033克
平均密度 1.409克/立方厘米
有效溫度 5,770K
自轉會合周期 26.9日(赤道);31.1日(極區)
光譜型 G2V
目視星等 -26.74等
目視絕對星等 4.83等
表面重力加速度 27,400厘米/平方秒
表面逃逸速度 617.7千米/秒
中心溫度 約15,000,000K
中心密度 約160克/立方厘米
年齡 50億年

太 陽 的 結 構

太陽是太陽系的中心天體,是太陽系裡唯一的一顆恆星,也是離地球最近的一顆恆星。太陽是一顆中等質量的充滿活力的壯年星，它處於銀河系內，位於距銀心約10千秒差距的懸臂內，銀道面以北約8秒差距處。太陽的直徑為139.2萬千米，是地球的109倍。太陽的體積為141億億立方千米，是地球的130萬倍。太陽的質量近2000億億億噸，是地球的33萬倍，它集中了太陽系99.865%的質量，是個絕對至高無上的「國王」。太陽是個熾熱的氣體星球，沒有固體的星體或核心。太陽從中心到邊緣可分為核反應區、輻射區、對流區和大氣層。太陽能量的99%是由中心的核反應區的熱核反應產生的。太陽中心的密度和溫度極高，它發生著由氫聚變為氦的熱核反應，而該反應足以維持100億年,因此太陽目前正處於中年期。太陽大氣的主要成分是氫（質量約佔71%）與氦（質量約佔27%）。

太陽和地球一樣，也有大氣層。太陽大氣層從內到外可分為光球、色球和日冕三層。光球層厚約5000千米，我們所見到太陽的可見光，幾乎全是由光球發出的。光球表面有顆粒狀結構----「米粒組織」。光球上亮的區域叫光斑，暗的黑斑叫太陽黑子，太陽黑子的活動具有平均11.2年的周期。從光球表面到2000千米高度為色球層，它得在日全食時或用色球望遠鏡才能觀測到，在色球層有譜斑、暗條和日珥，還時常發生劇烈的耀斑活動。色球層之外為日冕層，它溫度極高，延伸到數倍太陽半徑處，用空間望遠鏡可觀察到X射線耀斑。日冕上有冕洞，而冕洞是太陽風的風源。日冕也得在日全食時或用日冕儀才可觀測到。當太陽上有強烈爆發時，太陽風攜帶著的強大等離子流可能到達地球極區。這時，在地球兩極則可看見瑰麗無比的極光。

太 陽 光 球 及 其 活 動

光球就是我們實際看到的太陽圓面，它有一個比較清楚的圓周界線。光球的表面是氣態的，其平均密度只有水的幾億分之一。光球厚達500千米，極不透明。光球上密密麻麻地分布著極不穩定的斑斑點點，被稱為「米粒組織」。米粒組織可能是光球下面氣體對流產生的現象。另外，還有超米粒組織，其直徑與壽命要大的多。在光球還分布著太陽黑子和光斑，偶爾還會出現白光耀斑。這些活動現象有著相差懸殊的亮度、物理狀態和結構。

所謂太陽黑子是光球層上的黑暗區域，它的溫度大約為4500K， 而光球其餘部分的溫度約為6000K。 在明亮的光球反襯下，就顯得很黑。

發展完全的黑子是由較暗的核（本影）和圍繞它的較亮部分（半影）構成的，形狀像一個淺碟。太陽黑子是太陽活動的最明顯標志之一。太陽黑子的突出特點是具有強大的磁場，范圍從小太陽黑子的500高斯到大太陽黑子的4000高斯不等。黑子最多的年份稱太陽活動極大年，最少的年份稱太陽活動極小年。太陽黑子的平均活動周期是11．2年。光球上還有一些比周圍更明亮的區域，叫光斑。它與黑子常常相伴而生。

太 陽 色 球 及 其 活 動

光球的上界同色球相接，在日全食時能看到。色球層厚約8000千米。太陽具有反常增溫現象，從光球頂部到色球頂部再到日冕區，溫度不斷陡升。色球層有出現在日輪邊緣的針狀物，它們不斷產生與消失，壽命一般只有10分鍾。色球上經常出現一些暗的「飄帶」，我們稱它為暗條 。當它轉到日面邊緣時，有時象一隻耳朵，有時好象騰起的火焰，人們俗稱它為日珥。日珥的形態千變萬化，可分為寧靜日珥、活動日珥和爆發日珥。
太陽色球層有些局部亮區域，我們稱它為譜斑。它處於太陽黑子的正上方。有時譜斑亮度會突然增強，這就是我們通常說的耀斑。耀斑釋放的能量極其巨大。其巨大的能量來自磁場。

日 冕 與 太 陽 風

太陽最外層的大氣稱為日冕。日冕延伸的范圍達到太陽直徑的幾倍到幾十倍。
在太陽活動極大年，日冕接近圓形；在太陽寧靜年則呈橢圓形。
日冕中有大片不規則的暗黑區域，叫冕洞。冕洞是日冕中氣體密度較低的區域。冕洞分為三種：極區冕洞，孤立冕洞，延伸冕洞。太陽能以太陽風----物質粒子流的形式失去物質。冕洞是高速太陽風的重要源泉。 日冕物質拋射是發生在日冕的非常宏觀龐大的物質和磁場結構，它是大尺度緻密等離子體的突然爆發現象。對地球影響最大的莫過於它。當太陽上有強烈爆發和日冕物質拋射時，太陽風攜帶著的強大等離子流可能到達地球極區。這時，地球兩極就出現極光。極光的形態千變萬化。太陽系內某些具有磁場的行星上也有極光。發生在日冕的耀斑叫X射線耀斑，它的波長只有1～8埃或更短。它直接引起地球電離層騷擾，從而影響地球短波通訊。
太 陽 的 能 量 來 源

太陽的能源問題一向很吸引人。最早有人提出太陽能量是由其自身物質向中心收縮產生的。然而，這樣的能源只可維持大約3000萬年,而地球上最古老的岩石年齡已有38億年了。此後的一些假說，同樣難以自圓其說。後來人們才知道，太陽能源來自它直徑不到50萬千米的核心部分，其核心溫度極高，壓力極大，發生了熱核反應：每4個氫原子核結合成一個氦原子核，同時釋放出巨大的能量。這一過程足足可以進行100億年。

太 陽 活 動 預 報

日地空間環境狀態的變化對現代生活、生產所依賴的現代尖端技術顯得越來越重要。前面已提到，X射線耀斑直接引起地球電離層騷擾，從而影響地球短波通訊。太陽質子事件會危及宇航員和宇宙飛行器上的感測器及控制設備，對在高緯地區飛行的旅客和乘務人員也構成輻射威脅。另外有人統計，劇烈的太陽活動與地震、火山爆發、旱澇災害、心臟和神經系統疾病的發生及交通事故都有關系。 所以，太陽活動和日地物理預報是非常重要的。太陽活動預報分為長期、中期、短期預報和警報。

日地空間環境作為系統的科學研究對象是在1957年人類進入太空開始的。50至70年代是探索階段，人們逐步認識到太空環境的重要性。在大量探測的基礎上建立了描述環境的靜態模式，對一些重大的航天活動做了安全性的預報。80年代以後，在需求的推動下，日地空間環境的研究得到迅速的發展。自1979年開始每隔四年一次的國際日地預報會議均如期舉行，規模逐次擴大。為了聯合和協調各主要國家的工作，成立了聯合的預報中心。總部設在美國，有10個區域警報中心分布於全球。我們北京區域警報中心是其中之一。進入90年代以後科學家們形象地稱之為「空間天氣。
雖然取得了一些成績，但預報水平仍亟待提高。

日 食—瑰麗的自然景觀

日食，特別是日全食，是天空中頗為壯觀的景象。如果在晴朗的天氣發生日全食，人們可以看到：好端端一個圓圓的太陽，它的西邊緣開始缺掉一塊（實際上是被月影遮住），所缺的面積逐漸擴大，當太陽只剩下一個月牙形時，天色逐漸昏暗下來，如同夜幕降臨。當太陽全被遮住時，夜幕完全籠罩大地。突然，在原來太陽位置四周噴射出皎潔悅目的淡藍色的日冕和紅色的日珥。此後，太陽西邊緣又露出光芒，大地重見光明，太陽圓面上被遮的部分逐漸減少，太陽漸漸恢復了本來面貌。
仔細觀察，在全食即將開始或結束時，太陽圓面被月球圓面遮住，只剩下一圈彎彎的細線時，往往會出現一串發光的亮點，像是一串晶瑩剔透的珍珠。這是由於月球表面高低不平的山峰像鋸齒一樣把太陽發出的光線切斷造成的。英國天文學家倍利（Berrie）於1838年和1842年首先描述並研究了這種現象，所以稱為倍利珠。

日 食 成 因

我們知道，月球是圍繞地球轉動的，地球又帶著月球一起繞著太陽公轉，當月球運行到太陽和地球之間，三者差不多成一直線時，月影擋住了太陽，於是就發生了日食。月影有本影、偽本影（本影的延長部分）和半影之分。在月亮本影掃過的地方，那裡太陽光全部被遮住，所看到的是日全食；在半影掃過的地方，月球僅遮住日面的一部分，這時看到的是日偏食。有時，月球本影達不到地面，它延伸出的偽本影掃到地面，此時太陽中央的絕大部分被遮住，在周圍留有一圈明亮的光環，這就是日環食。天文學家稱環食和全食為中心食。中心食的過程中必然會發生日偏食。
日食一定發生在朔日，即農歷初一，但不是所有的朔日都會發生日食。這是因為月球繞地球運動的軌道平面（白道面）和地球繞太陽運轉的軌道平面（黃道面）並不是重疊在一起的，而是有一個平均大約為5°09′的傾角。所以在大多數的朔日里，月球雖然運行到太陽和地球之間，但月影掃不到地面而不會發生日食。據統計，世界上每年至少要發生兩次日食，最多時可達5次。月球的本影或偽本影在地面掃過的區域稱為日食帶。日食帶的寬度一般為幾十千米至二三百千米，因此，平均要二三百年才有機會在某一地區看到一次日全食。1997年3月9日，中國黑龍江北端看到了一次日全食，這是本世紀在中國能看到的最後一次日全食。1999年8月11的日全食，是本世紀陸地地區可見的最後一次日全食，全食帶從大西洋西海岸，經大西洋、英國南端、法國、德國，到西亞、印度北部和孟加拉灣。其中羅馬尼亞的布加勒斯特附近全食時間最長，是觀看這次日食最好的地區。

中國古代日食觀測

在科學不發達的古代，人們不明白日食發生的原因，以為太陽被「天狗」吃掉了。因此，每當發生日食，人們都非常恐慌，敲盆擊鼓要把「天狗」轟走。古代統治者把日食看作是上天的警告，因此對日食觀測很重視，設有專門機構和官員負責。相傳公元前2000多年的中國夏代，有一位叫羲和的天文官員因沉緬酒色，漏報了日食，被斬首。據說此後再也沒有一個天文官員敢在觀測時玩忽職守了。

由於歷代都有專門的觀測者，因而中國古代留下的日食記錄是很豐富的。根據統計，到清代為止，不算甲骨文，只是史書記載的日食就有1000次以上，這是一份十分寶貴的科學遺產。其中最早的一次發生在大禹三年，在平定三苗之亂時發生日食，由此推算出的年代為公元前1912年，即距今3911年了。

由於日光十分強烈，除了日全食之外，是無法用眼睛直接觀測太陽的。公元前1世紀，有一個叫京房的人採取了一種很巧妙的觀測日食的方法。他將一盆水放在院子里，日食時去觀察水中映出的太陽，從而避免了眼睛直接接觸陽光而被灼傷。後來，人們用油代替水，進一步減少了日光的刺激。13世紀，元代大天文學家郭守敬發明了一種叫仰儀的半球形儀器，裡面有刻度，可以比較准確地測定各個食相的時刻，並估計出食分。到了17世紀，望遠鏡傳入了中國，崇尚西學的科學家徐光啟用它觀測日食，觀測精度有了大幅度提高。
因為日食計算涉及到太陽和月球的運動，所以，古代不少天文學家利用日食記錄來驗證自己的歷法。而到了本世紀，古代日食記錄有了更多的用途。1969年有人利用25次公元2年以前的古日食記錄來計算地球自轉速率的長期變化（逐漸變慢），這25次中有9次是中國的。世界天文學家普遍認為，中國古代日食記錄的可信程度是最好的。
現 代 日 食 觀 測

在歷史上，人們利用日全食時月影擋住日面的特殊條件，觀測色球和日冕，取得了重要科學發現。現在，我們雖然已具備了平時觀測太陽色球和日冕的若干手段，但還不能完全取代日全食的觀測。最精細的日冕照片仍然是在日全食時拍下的；日全食時拍攝的閃光光譜，仍然是建立太陽光球、色球和日冕大氣模型的重要觀測資料。因此，在每次發生日全食時，天文學家總是千方百計地前去觀測。

近50年來，對太陽的射電觀測極大地推動了太陽物理學的進展，但是射電觀測解析度低，很難分辨日面上的細節。而在日食時，天文學家可以根據不同時刻月面掩日面的程度，及射電望遠鏡記錄的變化，來判斷射電源的准確位置，獲取高解析度的太陽射電觀測資料。另外，與光學觀測相比，射電望遠鏡還佔有兩大優勢：首先人們感興趣的是日食時月球掩食日面的過程，而不是日面被全掩的瞬間，所以偏食、環食同樣具有觀測價值；其次，光學觀測日食的成功率不大，天氣不佳或者日食過程中掠過日面的一片浮雲都會使觀測前功盡棄。射電觀測則受天氣影響很小。20世紀70年代中期以前，有關太陽射電的知識大部分是通過日食觀測得到的。
日 全 食 與 相 對 論

愛因斯坦(Albert Einstein)是20世紀最偉大的科學家。提起愛因斯坦人們就會聯想到相對論。相對論中有一個重要的推論就是：物質都有質量，質量產生引力。光線在經過物體近旁時會因引力作用而發生偏轉。通常光線經過的物體質量很小，所以偏轉極微，近乎是條直線。當光線 通過質量足夠大的物體時，偏轉效應便會顯示出來。太陽是個質量很大的物體，若有天體的光線從太陽近旁經過，應該發生可以檢測出來的位置偏移。1916年愛因斯坦計算出恆星光在太陽近旁通過時偏轉角度是1.75角秒。驗證的方法就是利用日全食時拍攝太陽近旁恆星的照片，再用它與半年前或半年後太陽不在這個天區時的照片作非常精密的恆星位置測量比較，看看這些星的位置是否發生了微小的變化。

正好1919年5月29日將在南美洲和非洲發生一次日全食。為了驗證相對論，英國格林尼治天文台和劍橋大學天文台分別派出了日食遠征隊到巴西和西非觀測。兩地的觀測都非常成功。得到太陽近旁恆星位置移動的數量分別是1.98角秒和1.61角秒。考慮到觀測過程中可能發生的各種誤差，這樣的數值已經非常接近理論值。這是日食觀測史上最值得紀念的一次天文事件。

接著1922年9月21日東非和澳洲發生日全食，又有幾支日食遠征隊觀測成功。拍攝到的星像經過精密測定得出恆星位置偏移量為1.72角秒，與愛因斯坦所計算的理論值只差0.03角秒。以後，每逢日全食天文學家還在不斷觀測，結果都與理論值非常接近。日全食觀測結果證明愛因斯坦的相對論是經得起考驗的科學理論。
1997年3月9日北京時間9時08分—9時l1分左右，我國黑龍江省漠河地區將發生日全食。雖然從全世界來說，大約每三年可見兩次日全食，然而任一具體地區平均需三百多年才能看到一次日全食。即使是幅員遼闊的我國，本世紀也只能看到6次三全食，今年3月9日是其中最後一次。下一次將於2008年出現在我國西北地區。

在日全食期間，由於明亮的太陽光球被月球遮擋，在暗黑的天空背景上，將出現平時根本看不見的發光暗弱的太陽高層大氣(色球層和日冕)，是研究太陽上這兩個神秘層次的絕好機會。同時，日全食又是研究因太陽光突然消失而對地球大氣、 電離層、 地磁和地電、以及生態等產生影響的難得時機，因而日全食具有重要的科研價值。並且，在日全食前後，也是對日食地區廣大群眾進行科學普及和破除迷信等宣傳教育的有利時機。

本次日全食的全食帶在我國境內的位置如圖所示。其中四條平行直線表示4個不同時刻月影中心位置，它們的見食情況列於圖後附表。這次日全食過程中，月球本影最先與地面接觸發生在我國新疆最北部的阿爾泰地區與哈薩克共和國交界處，當時日出不久，太陽高度只有8度。然後，月影掃過蒙古共和國和俄羅斯，大約在北京時間9時07分進入我國內蒙古的滿歸地區，9時08分進入黑龍江漠河地區，9時12分離開我國出境。因此，在我國境內的最佳觀測時間和地點應是9時08分～9時ll分在黑龍江漠河地區，當時太陽高度約21.5度，日全食持續時間為2分46秒。可見日全食的可觀測條件要比l968年9月22日在新疆和l980年2月16日在雲南的日全食優越得多。新疆日全食的太陽高度只有5度，全食時間只有0.3分鍾；雲南日全食時太陽高至也只有9度，全食時間不過l.7分鍾。

我國准備對這次日全食進行專業觀測研究。中國科學院北京天文台、紫金山天文台、雲南天文台、空間科學與應用研究中心、地球物理研究所、電子工業部22所、南京大學天文系和北京師范大學天文系等已經提出了涉及太陽物理、空間物理、電離層、地磁和地電等領域的16個觀測項目，其中太陽方面有色球閃光譜和日冕白光觀測，以及毫米波和厘米波太陽射電觀測。許多天文愛好者也已表示到時將前往北疆進行業余觀測。同時，日本、台灣和香港地區的專業工作者和愛好者也在聯繫到漠河地區觀測。1997年3月5—10日還將在漠河縣舉行「太陽與人類環境」科學討論會，對日食觀測、日地關系及其對人類環境的影響，進行學術討論，並提供觀測和觀賞本次日全食的機會。
1999 年 歐 洲 日 全 食

1999年8月11日的日全食，是本世紀陸陸地區可見的最後一次日全食。許多國家的天文學家和愛好者都組團赴歐洲觀測日全食的壯觀景象。中國科協和中國天文學會已組成赴歐日全食觀測團隊，主要進行照相（日珥、日冕、貝利珠等）觀測和光譜觀測等。

這次日食，全食帶經過歐亞大陸許多國家的許多城市（從大西洋西海岸，經大西洋、英國南端、法國、德國，到西亞、印度北部和孟加拉灣）。其中羅馬尼亞的布加勒斯特附近全食時間最長，是這次見食最好的地區。詳細情況請見附表和附圖。

8月11日全食帶內各地見食情況表

地名 全食
時間 食甚時刻
（地方時） 太陽地平高度 太陽地平
經度
彭贊斯
【英】
2m02s 11：12
（上午） 46° 130°
普利茅斯
【英】 1m39s 11：14
（上午） 46° 132°
蘭斯
【法】 1m59s 12：26
（下午） 52° 146°
梅斯
【法】 2ml3s 12：29
（下午） 53° 150°
斯圖加特
【德】 2m17s 12：34
（下午） 55° 157°
慕尼黑
【德】 2m08s 12：38
（下午） 56° 162°
薩爾茨堡
【奧】 2m02s 12：41
（下午） 57° 166°
格拉茨
【奧】 lml2s 12：46
（下午） 58° 172°
塞格德
【匈】 2m21s 12：55
（下午） 59° 185°
布加靳斯特
【羅】 2m22s 2：07
（下午） 59° 202°
瑟瓦斯
【土】 2m07s 2：32
（下午） 55° 232°
迪亞爾巴克爾
【土】 1m20s 2：40
（下午） 53° 242°
伊斯法罕
【伊朗】 1m33s 4：33
（下午） 41° 262°
卡拉奇
【巴】 1ml3s 5：27
（下午） 22° 277°
瓦多達拉
【印】 1m02s 6:02
（下午） 15° 281°

1999 年 歐 洲 日 全 食 照 片

狹縫日食----1999年8月11日德國慕尼黑日全食觀測紀實

中國科大附中劉文靜

1999年8月11日，我隨全國日全食觀測團來到了德國南部城市慕尼黑觀測本世紀最後一次日全食。這次日全食帶從大西洋西部開始，經過歐洲、亞洲西部和南部，在印度洋北部結束。慕尼黑位於日食帶內，日食全過程長達之小時40分左右，全食時間在2分鍾以上。

8月11日這天的天氣是多雲、小雨，但是我們還是按計劃來到了預先選好的觀測地點：慕尼黑航空博物館的操場上。8時30分左右我們架起照像機、望遠鏡緊張地進行著觀測前的准備工作。天空濃雲密布，偶爾露出小片藍天，但又很快被烏雲遮蓋。隨著時間的推移，天空越陰越重，並下起了陣陣小雨。我懷著十分焦急的心情時而看錶，時而看天，等待11時16分24秒（慕尼黑初虧時刻）初虧就拍照。但是初虧時刻到了，太陽完全被濃雲遮往了。 11時23分太陽從雲層的縫隙中露了出來，我急忙按下快門，拍下第一張日食照片，此時太陽己被月面遮往了一小部分。就這樣，只要太陽露出雲層我就搶拍一張。天空的雲向南飄著，太陽時隱時現。日全食快開始了，雲層仍然很厚，我的心情更加緊張，我盼望著奇跡出現。時間一秒一秒地過去， 12時37分13秒（全食始的時間）奇跡真的出現了，濃雲裂開一條狹縫，太陽從雲層的狹縫中露了出來。剎那間太陽光芒四射，前倍利珠放出耀眼的光芒，日全食開始了，人們歡呼著。沸騰著。我連忙按動快門拍下了倍利珠、日珥和日冕。日全食時天色很暗，太陽戴上了一頂銀白色的帽子，十分壯觀。日冕的形狀隨太陽活動的強弱而變化，今年太陽活動己步入峰年，日冕接近圓形，而太陽活動寧靜時則日冕較扁。 12時39分26秒月亮移出太陽表面，一束耀眼奪目的光芒再次從暗黑的日面邊緣閃現出來，後倍利珠出現了。2分13秒的日全食結束了，我們幸運的度過了這非常短暫的「黑夜」，迎來了「黎明」。14時1分29秒太陽復圓了，天又陰了下來，下起小雨。兩個多小時的觀測，動人心弦。這是一場驚喜，濃雲密布的天空露出一條狹縫，讓我又一次飽覽了日全食的壯觀、美麗。這是一場驚險，險些給我留下本世紀最後的遺憾。真是永生難忘慕尼黑的狹縫日食。

未 來 的 日 食

2000～2020年中國可見的日食

年月日 食類 年月日 食類
2002. 06. 11 環食 2011. 01. 04 偏食
2003. 05. 31 環食 2011. 06. 21 偏食
2004. 10. 14 偏食 2012. 05. 21 環食
2005. 10. 03 環食 2015. 03. 20 全食
2006. 03. 29 全食 2016. 03. 09 全食
2007. 03. 19 偏食 2018. 08. 11 偏食
2008. 08. 01 全食 2019. 01. 06 偏食
2009. 01. 26
環食 2019. 12. 26 環食
2009. 07. 22 全食 2020. 06. 12 環食

Ⅶ fsm21s/22s熔纖機好不好

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