有趣天文奇观

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  这张打破纪录的地图是由欧南天文台（ESO）VISTA望远镜所拍摄的20万张影像组成。VISTA望远镜位于智利的Paranal天文台，主要用来观测和绘制天空的大面积区域。VISTA的红外相机VIRCAM可以穿透弥漫在银河系中的尘埃和气体，让我们看到隐藏在银河系深处的辐射，打开一扇了解银河系周围环境的独特窗口。

图说：这张影像展示了由VVV调查及其延伸项目VVVX所绘制的银河系区域，总覆盖面积相当于8,600个满月。红色方框标示了最初被VVV所覆盖，后来又被VVVX重新观测的银河系中心区域，包括大部分的凸起区和其一侧的盘状结构。其他方框表示仅作为VVVX延伸调查中观测到的区域，黄色和绿色表示两侧盘状结构的更多区域；深蓝色表示银河平面上下的盘状区域；浅蓝色则表示凸起区上下的区域。数字表示银河系的经度和纬度，图片中也显示了各个星座的名称。图片来源：ESO/VVVX survey

  这个庞大的数据集涵盖了相当于8,600个满月的天空区域，所包含的天体数量比同一研究团队在2012年发表的上一张地图多出了约10倍。其中包括常被尘埃包裹的新生恒星和银河系中最古老恒星的密集群体——球状星团。观测红外光线使得VISTA能够发现在这些波长下发光的极冷天体，例如棕矮星（未能进行持续核融合的「失败」恒星）或没有绕恒星运行的自由漂浮行星。

  观测工作从2010年开始，到2023年上半年结束，共横跨了420个夜晚。透过多次观测每一片天空，研究团队不仅能确定这些天体的位置，还能追踪它们如何移动以及亮度是否改变。他们绘制了那些亮度周期性变化的恒星，这些恒星可以作为测量距离的量天尺。这让我们对银河系的内部区域有了精确的3D视野，而这些区域之前是被灰尘所遮蔽的。研究人员还追踪了特高速星——这些快速移动的恒星在与银河系中心的超大质量黑洞近距离接触后被抛射出来。

  这张新地图包含了VVV（VISTA Variables in the Vía Láctea）调查和其延伸项目VVVX（VVV eXtended）测量所收集到的数据。VVV和VVVX调查已经发表了300多篇科学文章，随着调查工作的完成，对收集到的数据进行的科学探索还将持续数十年。与此同时，ESO的Paranal天文台正在为未来做准备，VISTA将配备新的仪器4MOST，而ESO的甚大望远镜（VLT）则将配备MOONS仪器。它们将一起为这次调查的数百万个物体提供光谱数据，预计会有无数的发现。相关研究成果发表于《Astronomy & Astrophysics》期刊上。（编译/台北天文馆赵瑞青）

资料来源：ESO

图说：天文学家发布了一张庞大的银河系红外线地图，其中包含超过了15亿个天体，是有史以来最详细的地图。研究团队使用欧洲南方天文台的VISTA望远镜，对银河系中心区域进行超过13年的观测，资料量高达500TB。图片来源：ESO/VVVX survey

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  天文学家使用哈勃太空望远镜观测M87星系中超大质量黑洞的喷流时，意外发现新星爆发（novae）在喷流方向上似乎较为频繁。虽然这些新星并未被捲入喷流，但它们处于喷流附近的危险地带。这一发现令研究人员感到困惑，显示我们对黑洞喷流与其周围环境的相互作用仍有未解之处。这道喷流是由一个质量为65亿倍太阳质量的黑洞发射，长达三千光年，并以接近光速穿越空间。任何被捲入喷流中的物体都将被摧毁。

  新星爆发发生于双星系统中，当一颗老化膨胀的恒星将氢转移至白矮星伴星时，氢在白矮星表面累积至临界点，最终引发如同核弹般的爆炸。然而，白矮星不会因此毁灭，它会抛弃表面物质，并继续从伴星吸取燃料，进入下一轮爆发循环。新星爆发在宇宙中十分普遍，M87星系每天都有一颗新星爆发。宇宙中至少有一千亿个星系，这意味着每秒钟全宇宙中约有100万颗新星爆发。特别的是，根据哈勃太空望远镜的资料，M87靠近喷流的区域，新星爆发次数是其他区域的两倍。

图说：新星爆发在M87星系中超大质量黑洞的喷流附近的艺术想象图。Credits: NASA, ESA, Joseph Olmsted (STScI)

  1990年哈勃太空望远镜发射不久，天文学家在观测M87中心的超大质量黑洞时，注意到该黑洞周围发生了一些不寻常的现象。几乎每次观测时，哈勃都会捕捉到「瞬变事件」，就像记者会中相机的闪光灯一样频繁，这可能是新星爆发的现象。透过哈勃的新一代广角相机，天文学家在九个月内收集了大量证据，显示M87喷流附近有新星爆发。这项观测的挑战在于需要每五天精确地重复观测一次M87，以捕捉新的新星爆发。将所有的资料累积起来，哈勃拍摄到了M87有史以来最深的影像，并发现了该星系三分之一范围内的94颗新星。

图说：哈勃太空望远镜拍摄的M87星系最深影像，一条长达三千光年的喷流由星系中心的超大质量黑洞发射。Credits: NASA, ESA, Alec Lessing (Stanford University), Edward Baltz (Stanford University), Mike Shara (AMNH), Joseph DePasquale (STScI)

图说：哈勃太空望远镜发现靠近喷流的新星爆发数量（红色圈处）是星系其他区域的两倍。

  当研究团队将所有已知的新星爆发标记在M87的影像上后，立即看出喷流附近的新星爆发数量远超其他区域。研究团队推测，喷流可能对附近的恒星系统产生了某种影响，或许是喷流的光压推动了氢向白矮星集中，从而加速了新星爆发的频率。研究成果已发表在天文物理期刊《The Astrophysical Journal》上（Lessing et al. 2024）。（编译/台北天文馆段皓元）

资料来源：HST

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  星系团藉由与其他的星系团合并使其质量增加，星系团的合并会产生如冲击波等高能现象，这对发出高热X光的星系团内介质（intracluster medium，简称ICM）之温度变化有很大影响。星系团内介质是弥漫在星系团内的超高热电浆，其温度高达千万甚至数亿K，发出强烈的X射线。而星系团合并的冲击波则可以将ICM的温度从约1000万K提高到几亿K，但其加热机制为何目前还不清楚。

  一般来说，解释冲击波加热机制的理论有两种，分别是瞬间平衡和绝热压缩。瞬间平衡模型认为电子会迅速与离子达到相同温度；绝热压缩模型则认为电子先被压缩加热，然后再慢慢与离子达到相同温度。在超新星爆炸所引发的冲击波加热星际介质（interstellar medium，简称为ISM）现象，可以用瞬间平衡模型来解释，其冲击波的强度（马赫数）通常大于10。但星系团合并的冲击波强度大约为1～3，因此不确定是否能用相同的机制来解释。为了区分这两种模型，天文学家需要精确测量冲击波后区的ICM三维温度分布。

图说：钱卓拉X射线天文台观测到主合并星系团Abell 520的X光表面亮度影像（左）以及使用前向模型法获得的该星系团某一区域的三维ICM温度剖面图（右）。在该星系团右侧的弯曲结构对应于星系团合并过程中产生的冲击波前，并且在冲击波前沿处，ICM的温度瞬间升高（右图红线表ICM温度，蓝色垂直虚线表此区的冲击波前）。图片来源：上田周太朗

  由台湾中研院天文所的研究团队使用钱卓拉X射线天文台（Chandra X-ray Observatory）观测资料，并首度采用前向模型方法，分析两个星系团合并的冲击波前，此方法可以同时测量ICM的三维热力学结构。结果发现ICM在冲击波前的温度最高；其次在冲击波后延伸至约300千秒差距的区域，ICM保持约10 keV的恒温。虽然这些结果与瞬间平衡模型相符，但天文学家仍需要更多的证据，来确认瞬间平衡模型是否真的能有效解释冲击波加热机制。由于此次使用的模型方法有助于探索横跨冲击波的ICM三维温度分布，因此对于下一代X光观测如XRISM卫星，和阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列对苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应（Sunyaev-Zel’dovich effect，简称SZ效应）的观测也具有重要的意义。相关研究成果发表于2024年9月23日出版的天文物理期刊《Astronomical Journal》上。（编译/台北天文馆赵瑞青）

资料来源：中研院天文所

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  研究团队使用詹姆斯·韦伯太空望远镜，发现宇宙诞生后约10亿年的早期星系GS-NDG-9422拥有奇特的光谱特征，分析后发现光源主要不是来自恒星，而是高温气体。这代表了因星系内的气体温度极高，让其发出的光竟然比星系的恒星还亮。

  目前天文学家普遍认为在宇宙形成初期，星际空间中富含高浓度气体，所以在此环境下形成的恒星，将会比目前所知的大质量恒星温度更高、质量更大。目前所知的高温恒星，温度约在绝对温度4万至5万度之间。但是星系GS-NDG-9422中的恒星，推测其温度高达约绝对温度8万度。因此团队认为，星系内的气体就是受到这些高温恒星加热而大幅增亮。

图说：由韦伯望远镜拍摄的星系GS-NDG-9422影像。在分析其化学组成后发现，此影像中的光源主要来自星系中的高温气体，而非恒星本身。Image credit: NASA/ESA/CSA/STScI/A.Cameron,University of Oxford.

  由于宇宙形成初期的气体成分几乎都是氢，因此天文学家认为在那时形成的恒星组成也应该以氢为主，几乎不含其他成分。但是观测结果显示星系中的组成已复杂化，含有多种物质，加上星系中的气体被加热至如此高温。所以研究团队进一步认为，此星系正经历大量产生恒星的「星爆」过程，且逐步脱离宇宙早期星系的阶段。

  接下来，团队将持续观测与搜寻其他类似星系，期待能更进一步拼凑出由宇宙形成初期至今的星系演化全貌。（编辑/台北天文馆蔡承颖）

资料来源：Sci News

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  超新星爆炸不仅是释放大量能量，它还会为宇宙注入重元素，甚至可能对地球上的生命产生深远影响。科学家在地球海底沉积物中发现了铁同位素60Fe的两次聚积，一次是在约200万至300万年前，另一次则是在约500万至600万年前。这两次铁的聚积都与超新星爆炸有关。

  在一份提交给《天体物理学期刊快报》（The Astrophysical Journal Letters）审核的论文中，科学家研究了来自这些爆炸的能量到达地球的程度以及这些辐射影响地球生命的可能性。研究人员表示：「大约200万到300万年前的60Fe峰值可能来自于天蝎─半人马座星协（距离大约140秒差距）或杜鹃─时钟座星协（距离大约70秒差距）中超新星爆炸的直接影响。而约500万到600万年前的60Fe峰值则可能是因为太阳系进入气泡时的聚积。」

  研究显示地球不仅直接受到超新星爆炸的辐射影响，还受到「本地泡」的影响。本地泡是由大质量、高温且寿命短的OB星群创造的，它们释放出的强风在星际介质中形成了气泡，这个气泡现在宽约1,000光年，而地球在五至六百万年前进入了这个本地泡。本地泡并非一个宁静的地方，需要多次超新星爆炸才能创造出这个气泡。作者指出，在过去的1,500万年中，共发生了15次超新星爆炸，至少有9次发生在过去600万年间。

图说：本地泡形成以及太阳系进入本地泡的过程。（来源：Catherine Zucker, Alyssa A. Goodman, Michael Foley, Douglas Finkbeiner，1,000-Light-Year Wide Bubble Surrounding Earth is Source of All Nearby, Young Stars）

  研究认为，这些来自超新星的宇宙辐射可能足以对地球生命产生影响，特别是DNA双链断裂可能导致基因突变，进而推动物种多样化。约200万到300万年前的超新星辐射可能与非洲坦干伊喀湖的病毒多样化加速有关，进一步表明宇宙辐射对生命演化的潜在影响。

  尽管辐射并不足以导致大规模灭绝，但可能促进了生命的突变率上升，并对物种的演化和地球生命的多样性产生了重大影响。然而，至今科学家对辐射的具体生物学效应还缺乏充分理解，尤其是来自宇宙射线的介子的影响仍未明确。

  这项研究表明，宇宙环境在地球生命演化中发挥着重要作用，超新星爆炸也可能曾在远古时期扮演了推动地球生命演化的角色。（编译/台北天文馆王庭萱）

资料来源：Phys.org

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  科学家表示，地球预计将在本月底迎来另一颗迷你卫星，并持续约2个月的时间。这颗迷你卫星的名字为2024 PT5，于2024年8月7日被小行星陆地撞击持续告警系统（Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System，简称ATLAS）所发现，该小行星将在2024年9月29日至11月25日间围绕地球完整运行一圈，随后脱离地球的引力。

  虽然这颗小行星将在这56.6天内与地球近距离飞掠，但它的直径可能只有10公尺宽，因此很难被观测到。地球偶尔会捕捉到额外的「卫星」，例如，1981年和2022年也发生了类似的事件，当时名为2022 NX1的天体成为地球的暂时卫星，随后也远离地球。

  另外还有一种被称为准卫星的天体在地球附近徘徊，看似绕地球转，但它们离得太远，以其质量及距离来看不太能算是卫星，应该只是一种被太阳及地球的重力场限定在特定轨道绕日公转的天体，例如：克鲁特尼、2006 RH120、2002 AA29、54509号、85770号、469219号小行星。

  任何距离地球约1.9亿公里内的天体被称为「近地天体」，而距离地球约750万公里以内的大型天体则归类为「潜在威胁天体」，科学家透过ATLAS系统追踪约28,000颗小行星的位置和轨道，该系统由四架望远镜组成，每24小时对整个夜空进行一次扫描。这些近地天体的岩石中蕴含着可用于火箭燃料的宝贵矿物或水资源，使它们成为未来小行星开采计划的理想的「垫脚石」，目前科学家估算了这些近地天体在本世纪末前的轨迹，显示地球在未来百年内遭遇末日级小行星撞击的风险极低。

  2024 PT5的轨道与地球的轨道非常接近，模拟的计算结果显示它将于2025年1月和2055年再次绕行地球，其论文发表于《美国天文学会研究笔记》期刊上。（编译/台北天文馆技佐许晋翊）

资料来源：Live Science

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  重力透镜是宇宙中的终极「哈哈镜」，它不仅会扭曲背景影像，还能提供关于遥远星系或类星体的惊人资讯。近期，一个研究团队使用哈勃太空望远镜释出了一张名为「旋转木马透镜」（The Carousel Lens）的新照片，它非常罕见，七个背景星系全都因前景的星系团而变形。

  根据论文作者的描述，这项重大发现非常稀有，能在沿着我们视线上找到排得这么整齐的星系极为困难，这如同在一间大仓库的乾草堆；找到八根完美对齐的针，该「透镜」是在几年前的暗能量巡天（Dark Energy Survey）观测中发现的，现在科学家正在深入研究它，以测量其质量及对遥远星系的成像影响。

  典型的强重力透镜是由前方的「透镜天体」和后方的遥远天体组成，一般来说，这些遥远天体是星系或类星体，在影像中可能涵盖了相距数百万光年的多个天体。而造成透镜作用的主天体，编号为DESI-090.9854-35.9683的星系团距离地球约50亿光年，至少有四个大型星系成员，还有几个可能的小星系。

图说：La, Lb, Lc, Ld分别代表了四个担任重力透镜主力的星系，在其外围的同心圆星系从1至7均有编号，下标则代表复制影像，都是受到重力透镜扭曲或变形的背景星系。

  「旋转木马透镜」扭曲了至少七个遥远星系的影像，它们分别距离地球约76.2亿至120亿光年，它们的排列创造出了多重影像，像「4a、4b、4c、4d」几乎形成了一个完美「爱因斯坦十字」，另外的五组星系则形成了类似旋转木马的同心圆图桉。研究团队透过结构模拟瞭解其空间配置，这个重力透镜几乎能见到所有已知的透镜效应结果，包含弧线、菱形、爱因斯坦环、双重透镜等。

  除了物质分佈之外，研究团队还可以使用该透镜系统来瞭解遥远星系的特性，例如：7号星系是可能是一个高红移的「静止星系」，它在红外波段中的观测数值非常高，证明它相当「红」，这一类天体是早期哈勃经常观测的目标，也是早期静止星系的典型，有多种原因可以导致该情况发生，最常见的可能是星系合并现象，透过这个「旋转木马透镜」，科学家可以研究这个区块的宇宙历史，窥探塑造今日样貌的过程，该文发表于《天文物理学期刊》。（编译/台北天文馆技佐许晋翊）

资料来源：Universe Today

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  这张图中的交互作用星系看起来像一张笑脸，你觉得呢？

图说：詹姆斯·韦伯太空望远镜所拍摄的交互作用星系Arp 107。

  这是由一个椭圆星系与一个螺旋星系组成的交互作用星系，称为Arp 107，距离地球约4.65亿光年。其类似笑脸的外观，主要归功于两个明亮的「眼睛」和一条宽阔的半圆形「微笑」。该区域曾于2005年被史匹哲太空望远镜（Spitzer）以红外线观测过，而最新的詹姆斯·韦伯太空望远镜则以更高的解析度，结合了近红外线及中红外线的观测，呈现了更多细节。

  近红外线部分显示了两个星系内的恒星，并展现了它们之间的联系，在影像中以半透明的白色呈现，这些物质是因为潮汐力在两个星系互相靠近时被拉扯出来的。中红外线数据则以橙红色显示，呈现了正在形成恒星的区域，以及由类似煤烟的有机分子（多环芳香烃，PAH）组成的尘埃。中红外线还拍摄到了螺旋星系明亮的核心，那里是一个超大质量黑洞的所在。

  影像中的螺旋星系被归类为西佛星系（Seyfert galaxy），这是一种活跃星系。虽然它不像类星体那样明亮，但相对而言，西佛星系通常距离地球较近，因此它们可以在红外线波段被详细观测星系本身的结构。Arp 107类似于车轮星系（Cartwheel Galaxy），车轮星系是韦伯首次观测的交互星系之一。Arp 107原本可能拥有与车轮星系相似的外观，但由于较小的椭圆星系以偏心的方式撞击螺旋星系，而非正面撞击，这导致螺旋星系的螺旋臂受到了扰动，这次碰撞并不算剧烈。

  星系之间的碰撞可以压缩气体，从而触发新的恒星形成；但另一方面，碰撞也可能使大量气体分散，进而限制新恒星的形成。韦伯望远镜捕捉到了这对星系合并的过程，这个过程将持续数亿年。随着两个星系逐渐融合，Arp 107最终可能会失去它的「笑脸」，但它仍然是未来天文学研究的重要对象。（编译/台北天文馆段皓元）

资料来源：Webb

发布单位：台北市立天文科学教育馆

  詹姆斯·韦伯太空望远镜强大的红外能力提供了一个新视角，让我们了解车轮星系在数十亿年中是如何变化。车轮星系位于玉夫座，距离地球约五亿光年，直径约15万光年。如同马车车轮般的外观，是由于星系交互作用的结果，一个大的螺旋星系和一个在这张照片中看不到的小星系间高速碰撞的产物。星系碰撞的比例会导致所涉及的星系间发生一系列不同的、较小的事件，车轮星系也不例外，这次碰撞明显地影响了星系的形状和结构。

  车轮星系有两个环，一个明亮的内环和一个环绕的彩色环，这两个环从碰撞的中心向外扩展，就像在池塘里扔进一颗石头后的涟漪。由于这些独特的特征，天文学家称其为「环状星系」，这种结构不像螺旋星系那么常见。明亮的核心含有大量的热尘埃，最亮的区域是巨大年轻星团的所在地，而扩张约4.4亿年的外环，则以恒星形成和超新星为主。当环膨胀时，它会碰撞周围的气体并触发恒星的形成。包含哈勃在内的其他望远镜，之前也观测过车轮星系，但因有大量的尘埃遮住了视线，因此一直笼罩在神秘之中。现在藉由韦伯探测红外光的能力，对车轮星系的性质能有新的认识。

  韦伯主要的近红外相机（NIRCam）在0.6到5微米的近红外范围，年轻的恒星多是在外环形成，在红外光下观察时不会因尘埃的存在而被遮蔽，因此在此波段可以看到比在可见光中更多的恒星。在此图像中，蓝色、橙色和黄色为NIRCam的资料。该星系显示许多单独的蓝点，这些蓝点是单独的恒星或恒星形成的区域，NIRCam还显示了较老恒星群和核心区尘埃密集的平滑分布或形状，与外部较年轻恒星群相关的块状形状之间的差异。

  韦伯的中红外成像光谱仪（MIRI）可以让我们了解星系尘埃更精细的细节，在此合成图像中MIRI的资料以红色显示，它揭示了车轮星系内富含碳氢化合物和其他化合物的区域，以及硅酸盐尘埃，如同地球上大部分的尘埃般。这些区域形成了一系列螺旋状的辐条，基本上形成了星系的骨架。这些辐条在2018年哈勃发布的观测中明显可见，但在韦伯的图像中更加突出。

  韦伯的观测结果发现车轮星系正处于一个非常短暂的阶段，该星系在碰撞前可能是正常的螺旋星系，并且将继续转变。韦伯提供了车轮星系当前状态的快照，同时也提供了对该星系在过去发生了什么，及在未来将如何演变。（编译/台北天文馆赵瑞青）

图说：车轮星系及其伴星系，由韦伯的近红外相机（NIRCam）和中红外成像光谱仪（MIRI）合成。红色：MIRI数据；蓝色、橙色和黄色：NIRCam数据。图片来源：NASA、ESA、CSA、STScI

资料来源：NASA

历表：VSOP87/ELP2000-82
编算：高良超

2025年将有两次月食、两次日食，现分别介绍如下：

一、3月14日 月全食

见食地区
这次月食，在亚洲东部、大洋洲东部、太平洋、北美洲、南美洲、大西洋、欧洲、非洲西部、北冰洋、南极洲部分区域可以看到。

二、3月29日 日偏食

见食地区
这次日食，在北美洲东北部、南美洲极东北部、大西洋北部、非洲西北部、欧洲（除东南部）、亚洲极西北部、北冰洋部分区域可以看到。

2025年3月29日日偏食概况
太阳和月亮赤经相合时候的力学时：2025年3月29日11h47m25.869s
见食位置
食象 北京时间 地理经度 地理纬度
偏食始 16:50:43 -42°23′ 14°00′
食　甚 18:47:27 -77°13′ 61°16′
偏食终 20:43:46 +90°52′ 72°13′
食分=0.938，γ=1.0405，沙罗序列149

三、9月7～8日 月全食

见食地区
这次月食，在大西洋东部、欧洲、非洲、亚洲、印度洋、大洋洲、太平洋西部、南极洲可以看到。中国全境可见。

四、9月22日 日偏食

见食地区
这次日食，在大洋洲东部、太平洋西南部、南极洲部分区域可以看到。

2025年9月22日日偏食概况
太阳和月亮赤经相合时候的力学时：2025年9月21日20h51m37.935s
见食位置
食　象 北京时间 地理经度 地理纬度
偏食始 01:29:42 -174°06′ -13°58′
食　甚 03:41:56 +153°24’ -61°04’
偏食终 05:53:45 -61°17′ -72°16′
食分=0.855，γ=1.0651，沙罗序列154

说明
　　2025年的日月食是根据VSOP87/ELP2000-82历表结合日月食理论计算而来，太阳在单位距离处的视半径值采用959.63″。月亮的视半径根据公式sins月＝ksinπ月计算，其中π月为月亮的地平视差，k值取0.272488，为IAU1976推荐数值。太阳和月亮的视半径不包括光渗影响。
　　本年一共发生两次月食、两次日食，其中9月7～8日的月全食我国全境可见。本年日月食地图使用新版日月食计算软件绘制，由于计算方法的不同，可能会与其他资料值差1~2秒。同时对张雷、宗洋、杨旸、常金龙等同好的大力帮助，在此一并表示感谢。
　　月食概况载半影食始、半影食终及初亏、食既、食甚、生光、复圆时的北京时间。月亮进入地球半影以后，月面光度看不出有显著变化，月亮开始进入本影的瞬刻是偏食的开始，叫做初亏。月亮完全进入本影的瞬刻是全食的开始，叫做食既。月亮中心和地影中心的相距最近的时刻，叫做食甚。月亮开始离开本影的瞬刻是全食的终了，叫做生光。月亮完全离开本影的瞬刻是偏食的终了，叫做复圆。食分（食甚时月亮边缘深入地影的距离和月亮直径之比）。月食时凡能看到月亮在地平线上的地方都可以看到月食，各食象的时间各地所看见的都是一样。
　　如果要确切地知道某地是否可以看到月食，应先计算该地的月出、月没时刻，再看初亏、复圆间月亮是否在地平线上来决定。
　　月食概况又载半影食始、初亏、食既、生光、复圆、半影食终时候半影及本影和月亮切点的方位角（从月面正北点向东算起），半影食始、初亏、食既、食甚、生光、复圆、半影食终时地球上见月亮正在天顶的地点的经纬度。
　　日食概况载日食起迄时刻和见食地点。
　　偏食始表示月亮半影锥轴初次和地面相切的时刻，就是地面最先看到初亏的时刻，并列出切点的经纬度。
　　中心食始表示月亮本影锥轴初次和地面相切的时刻，并列出切点的经纬度。
　　地方视午(或视子夜)的中心食表示太阳和月亮赤经相合的时刻，并列出月影锥轴与地面交点的经纬度。
　　食甚表示日食食分最大的瞬刻，并列出经纬度。
　　中心食终表示月亮本影锥最后和地面相切的时刻，并列出切点的经纬度。
　　食分（日偏食）某地观测者所看到的太阳被月亮遮盖的分数。食分的大小是日面直径被遮盖部分与日面直径的比值。
　　偏食终表示月亮半影锥轴最后和地面相切的时刻，并列出切点的经纬度。
　　贝塞尔根数供精密计算日食时刻之用，它的几何意义如下：
假设一个平面通过地心，和月影锥轴相垂直，也就是和日月中心的连线相垂直，这平面叫做基本面，以地心为原点，基本面和赤道面的交线为X轴，向东为正。以在基本面上和X轴相垂直的直线为Y轴，向北为正。和基本面相垂直的轴为Z轴，向月亮方向为正。坐标以地球赤道半径为长度单位。
　　x，y是月影锥轴和基本面交点的坐标。
　　d，μ是Z轴的方向；d是Z轴和赤道面的交角，μ是Z轴自历书子午圈算起的时角。
　　u1，u2是半影锥及本影锥在基本面上的半径，以地球赤道半径为长度单位。u1恒为正值，u2和本影锥顶的z坐标同号。本影锥顶在基本面后面时，u2为负值，可以看到全食；本影锥顶在基本面前面时，u2为正值，可以看到环食。在极少数情况下u2在基本面上为正值，而在地面为负值，可以看到全食。
　　f1，f2是半影锥和本影锥的半顶角。

致谢
（1）本章日食的数据是采用下列文献中的日食公式计算：
Hermann Mucke and Jean Meeus，Canon of Solar Eclipses，-2003 to +2526，Astronomishes BÜro，Vienna，Austria，1983
（2）本章的日食的贝塞尔根数及月食计算是采用下列书籍计算：
Explanatorysupplement to the astronomicalalmanac及《日月食计算》

　　2025年的天象预报资料，可在“有趣天文奇观”网站下取得，欢迎多加利用！http://interesting-sky.china-vo.org/categories/year/