根据日食成因和地球的公转和自转，日食应该27天就出现一次啊，可为什么专家说要等4年才出现一次啊？ 为什么日食百年才能遇到一次
晴空中的太阳正在被月亮圆圆的黑影侵蚀，日食发生了。早已得到消息的人们拿出黑胶片或熏黑的玻璃，观察着，议论着。黑影逐渐变大，然后又逐渐退出，日食结束，一切复原。日偏食并不罕见。地球上平均每百年发生240次日食，在很大的范围内都可以看到偏食现象。对于地球上的任一地点，平均3年左右就能见到一次。日全食才是真正的奇观。月亮的黑影越来越大，太阳只剩下蛾眉似的弯钩。天空迅速变暗，气温明显下降。由于太阳对地面各处辐射加热程度的变化，有时会刮起一阵阴风。飞鸟、家禽和家畜面临突然到来的黄昏，不安地返回巢舍。“蛾眉日”越来越细，终于完全消失。在最后一刹那，“黑太阳”的边缘出现一串光亮的颗粒，称为“贝利珠”。这是因为月亮边缘有高低不平的环形山，最后几缕阳光留在山谷低处，在黑暗的背景上闪亮如珠。突然降临的黑暗恍若深夜，星斗灿然出现。由于全食区范围有限，远处天边还留着一带霞光。月影周围显出平时看不到的日冕，它苍白的辉光向外逐渐减弱，这是太阳的高层大气。日全食只能持续几分钟（最多7分半），接着是另一边的贝利珠，然后是蛾眉日。月影逐渐退出太阳，天空快速转亮，人们仿佛从梦境中走出。日全食是很罕见的现象。对于地球上某一固定地点，平均大约300年才能见到一回。但是对于整个地球，每世纪平均发生60余次。月球的影锥尖以每秒1公里的速度自西向东从地面上掠过（由于地球自转，地面各处的相对速度不一），地球上只有窄窄的一条带上的地方才能看到全食。因此，热情的天文发烧友们不远万里来到预计发生全食的地点，以一睹这旷世美景为乐。有时，旅游公司会包租豪华游轮，载着一船“追星族”到海上去跟踪月影，来一次浪漫的日食游。日全食对于天文学研究有不可替代的重要意义，因此几百年来，天文学家几乎不放过任何一次日全食，有时甚至包乘飞机在天空追赶月影，以延长全食的时间，获取更好的观测资料。当月亮离地球稍远的时候发生日食，较小的月面不能将日面全部挡住，这时就发生日环食。这时太阳像一个闪亮的金环挂在天空，神奇的情景令人惊叹。有时，日食带上的一部分发生全食，另一部分发生环食，这样的日食称为全环食。
日食原理
在地球绕太阳公转和月亮绕地球公转的过程中，当月亮运行到太阳和地球之间时，如果三者排成一条直线，在地球上的一部分地方就会看到月亮挡住太阳，发生日食。因此，日食只会在阴历朔日（初一）发生（每逢初一，日、月、地大致排成一线）。
月亮在太阳的照射下，在背光的一面产生影子，如图1-1所示。图中A称为月亮的本影，B称为半影，C称为伪本影。显然，观察者位于A处看到日全食，B处看到日偏食，C处看到日环食。一个有趣的事实是，尽管太阳直径是月亮的400倍，比月亮大得多，但它与地球的距离恰恰也是月地距离的400倍，比月亮远得多。这样，从地球上看来，太阳和月亮的圆面几乎一样大。由于地球和月球的公转轨道都是椭圆，日地、月地距离不断变化着，因此从地球上看来，日面、月面直径都有微小的变化。日面直径从31′28〃 到32′32〃，月面直径从29′22〃到33′26〃。在这种情况下，不难想像，日食发生时，地球处于图1-1中本影锥尖（即A区和C区的交界点）附近（当然，随着地、月的运动，B区还要扫过地球）。全食时，观察者位于锥尖左边一点，月面略大于日面；环食时，观察者位于锥尖右边一点，日面略大于月面。当地球特别接近本影锥尖时，它的一部分落入本影，见到全食；另一部分落入伪本影，见到环食。全食、环食和全环食统称为中心食。
图1-1 月影与日食
本影锥落到地面上最大直径可达270公里，这是全食带的宽度上限。当然，月影会倾斜地投在地面上，造成更宽的食带，尤其是高纬度地区。
地球公转轨道（黄道）和月亮公转轨道（白道）并不在同一个平面上，而是有5º度的倾角，因此并不是每个朔日都发生日食。在地球上看来，太阳在黄道上由西向东运行，每年一周；月亮在白道上同方向运行，每月一周（恒星月27.32天）。月亮每月(朔望月29.53天)都会赶上太阳一次（合朔）。只有当太阳在黄白两道的交点（升交点或降交点）前后18º以内被月亮赶上，日食才可能发生（在前后15º以内必定发生）。这个范围称为食限，如图1-2所示。
图1-2 日月在黄白交点附近的视运动
图1-2是白道升交点的情形。图的左侧显示月面和日面刚好相切，看不到日食，这是地心的情景。显然，在地心以北，是可以看到日食的。合朔时太阳若在右侧一点，地心就可以看到；再向右，更南的地方也可以看到。显然，日食的情况与合朔时太阳在食限中的位置有关。最左边发生地球北极附近看到的偏食，靠右是北极附近看到的中心食，合朔时的太阳位置越靠右，食带越靠南。当合朔时太阳在交点附近时，中心食带就在地球赤道附近。食限的右侧则出现南极附近的中心食，南极附近的偏食（这时太阳在食限的最右侧）。在白道降交点附近，情况刚好相反；从左到右，先后是南极偏食、南极中心食、赤道中心食、北极中心食和北极偏食。
太阳从西向东经过这段食限大约需要36天，比朔望月长一些，所以这段时间内最少发生一次日食，最多发生两次。这段时间称为一个“食季”。半年之后，太阳到达另一个交点附近，又发生另一个食季。由于黄白道交点在黄道上缓慢移动，太阳两次通过同一交点的时间间隔，即一个“交点年”，为346.62天，比回归年（365.25天）稍短。一个回归年最少有两个食季，每个食季最少发生一次日食，因此每年最少有两次日食。由于交点年比回归年短19天，一年中最多可以有2.5个食季，发生5次日食。实际上平均每年发生日食2.4次。连着两个月发生日食，必然是两个日偏食，一个在地球北极，一个在地球南极。这一点，通过图1-2不难理解。因此，在地球上任一地点，都不可能连续两个月看到日食。表1-2给出一个一年五食的例子，它包含两对“比月而食”。表中gamma表示月影锥轴到地心的最近距离，详见后文。最右一列对于偏食表示食分，对于全（环）食表示延续时间（分：秒）。两对比月而食显示出上面指出的特征。
古代的巴比伦人根据对日食的长期观测，发现日食的发生有一个223个朔望月的周期。这个223个朔望月(相当于18年11.3日或18年10.3日(如果有5个闰年))的周期被称为“沙罗周期”，“沙罗”(Salo)一词在拉丁语里就是重复的意思。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、地球的相对位置又回复到和原来几乎相同的位置上，因此地球上就会看到和上次相类似的日、月食。注意，沙罗周期并不是指两次日食之间的平均时间间隔，而是发生两次“类似”的日食的时间间隔，例如2002年12月4日大西洋、非洲南部、印度洋、澳洲等部分地区发生了一次日全食，全食持续时间是2分3秒，一个沙罗周期后(2020年12月15日)，太平洋、南美洲南部、大西洋等地的部分地区发生日全食，持续时间为2分9秒，与上次几乎相同。而从2002年12月至2020年12月这段时间内，还会发生11次日全食，但是它们与这两次不属于一个沙罗周期。平均而言，每个沙罗周期内发生大约71次日、月食，包括日食43次(全食、环食、全环食)，月食28次。
沙罗周期之所以会存在，其根本原因是地球绕太阳、月亮绕地球的运动具有一定的规律性。在深入理解沙罗周期之前，让我们先来熟悉几个天文学上的基本概念。黄道与白道 我们知道，月亮在围绕地球运动(轨道是个椭圆)，周期为一个月；地球同时又在围绕太阳运动(轨道也是个椭圆)，周期为一年。天文学上把月亮的绕地球运动轨道面称为“白道”，把地球绕太阳运动的轨道面称为“黄道”。白道与黄道并不在同一个平面上，它们之间存在一个交角，平均为5°09′。我们站在地球上观测，总是以自己为中心，因此在我们看来，黄道也就是太阳一年内在天空中走过的轨迹，白道则是月亮一个月内在天空中走过的轨迹。以地球为天球的中心，黄道与白道其实就是天球上的两个大圆，它们有两个交点，称为“黄白交点”。只有当太阳、月亮都运行到黄白交点的附近时，才有可能发生遮挡，形成日食或月食。望和朔 “朔”就是月亮位于地球和太阳之间(不一定在同一条直线上)的时刻，通常发生于农历的十五；“望”就是地球位于太阳和月亮之间的时刻(不一定在同一条直线上)，通常发生于农历的初一。朔望月 月相变化的周期，也就是从朔到朔或从望到望的时间，叫做朔望月。朔望月的长度并不是固定的，有时长达29天19小时多，有时仅为29天6小时多，它的平均长度为29.530588天。交点月 交点月是指月球在天球上连续两次经过同一黄白交点的时间间隔。其平均长度为27.21222日。它对于日月食周期推算有重要意义。交点年 太阳从一个黄白交点经过到回到这个交点所需的时间，称为交点年，其长度为346.62003天。由于黄白交点每月沿着黄道向西退行移约1.6°，所以交点年短于我们平时所说的公历年(即365天)。现在，我们来看日食发生的条件：日食只可能在朔日发生，而且太阳、月亮必须差不多位于一条直线上，换句话说，发生日食时，太阳、月亮都必须位于黄白交点附近。如果某天发生了日食，那天必定是朔日(正月初一左右)，并且太阳、月亮都位于黄白交点附近，例如2008年8月1日将发生日全食，那天正是农历初一，黄白交点在巨蟹座，而且太阳、月亮也在巨蟹座。
假设再过n天后，太阳、月亮又运行到了几乎与此完全相同的位置(即黄白交点、月亮、太阳又都回到巨蟹座)，那么在地球上看来必将发生与此类似的日食。显然，这个n天应该是交点月、交点年、朔望月的长度的公倍数，经过计算可以发现223个朔望月的长度与242个交点月、19个交点年的长度几乎相等：223个朔望月＝223×29.530588天＝6585.3211天242个交点月＝242×27.21222天＝6585.3572天19个交点年＝19×346.62003天＝6585.7806天
也就是说，n的最小值是6585.3211天左右，其实就是一个沙罗周期。这就是为什么会存在沙罗周期的缘由，现在我们不难理解为什么每经历一个沙罗周期，就会发生类似的日食(或月食)了，不过需要注意的是，这两次日食的见食地点并不相同：2008年8月1日的日全食(持续时间2分27秒)发生在加拿大、北冰洋、俄罗斯和中国西北部；2026年8月13日的全食(持续时间为2分18秒)，见食地点变成了北冰洋、格陵兰、大西洋、欧洲极西部地区，这又是什么缘故呢？
沙罗周期后话
相隔一个沙罗周期的两次日食，不仅见食地点并不相同，而且日食类型也不一定一样。这有两方面的原因。
其一，223个朔望月(6585.3211天)和19个交点年(即食年，6585.7806天)的长度并不完全相等，而是相差了0.4605天。因此第二次日食发生时，太阳在黄道上的位置和第一次并不相同，0.4605的时间里它大约运动了28′(记得太阳在黄道上自西向东运动，每年运行一周)，也就是说此时的太阳比第一次日食时偏西28′，结果导致月影扫在地球上的位置和第一次相比也有了变化，将向北或向南移动(取决于第一次日食发生在两个黄白交点的哪一点)。每经历一个沙罗周期，太阳就偏西27.2′，同时月影就向南或向北退行一些。直至太阳超出食限、月影离开地球，这个周期性的系列日食(称为一个沙罗食系)就结束了，之后即使再过一个沙罗周期也不会有类似的日食发生了。目前共有12个不同的沙罗食系同时进行着，2009年将在我国境内上演的全食时间大约为7.5分钟的日食，就属于其中一个食系，分别曾在1937、1955、1973、1991出现过。而2008年8月1日的日食，属于另一个不同的沙罗食系，曾在1954、1972、1990年出现过。当然它们的见食地点都已不同了。
其二，每过一个沙罗周期，日食的见食地点除了上述的南北移动之外，还有东西方向(即经度)的移动。这是因为一个沙罗周期的223个朔望月是6585.3211天，不是整数。举例来说，假设有一次甲地发生了日食，经过一个沙罗周期之后，将发生类似的日食，但是此时地球转动了6585.3211圈，这次的见食地点就不再是甲地，而是与它相距0.3211个地球周长而且位置偏西的乙地(因为地球自转方向是自西向东)，易于算出乙地的经度要比甲地偏西120度左右。再过一个沙罗周期，见食地又将西移120度。所以甲地要想再次看到类似的日食(也就是这个沙罗食系内的日食)，至少需在三个沙罗周期之后(54年34天)。但是由于月影在每个沙罗周期还有南北移动，三个沙罗周期后日食时的相对位置事实上不会返回甲地，必须经过300～400年左右，甲地才能再次看到日食。
需要指出的是，沙罗周期只是一个非常逼近于自然规律的经验周期，但在较长久的时间内，可能会出现与之不符的情况。例如有些沙罗食系中应是全食，但实际上却可能只发生偏食。从第一点也可以看出，每个沙罗食系都以一组见于极区的日偏食开始，以后食分逐渐增加，经历9～16个沙罗周期后变成中纬度地带的中心食，再经过42～48个周期后，过赤道向另一极区移动，食分减少，变为日偏食，又经历9～16个周期后，离开极区，这一食系宣告终结。一个食系的延续长度介于70～85个沙罗周期之间，即1244年至1514.5年之间。
在长期的日食预告上，人们常常采用“大沙罗周期”，这是一种6444个朔望月(190295.109)的周期。每个大沙罗周期的见食地点的纬度都很接近。例如1406年6月16日发生日全食，食带经过英国、比利时，到1927年6月29日，发生的全食再次经过英国、北欧。大沙罗周期还有一说是22325个朔望月(659270.38天，约1805年)，这一周期使得太阳、月亮、地球的位置和视直径都极为接近，会在同一地点发生差不多完全相同的日食。
其他交食周期
除了沙罗周期，还有两种比较知名的周期。默冬周期 默冬周期以235个朔望月为一个周期，约合19个回归年，所以又名“默冬章”(古人以19年为1章)。235朔望月＝6939.6882天，19回归年＝6939.6018天，二者相差只有0.0864天。纽康周期 纽康周期以358个朔望月为周期(29年少20天)。358朔望月＝388.50011交点月，因此在一个黄白交点处发生日食后，经过358个朔望月后将在另一个黄白交点再次发生日食这是因为它们的差为0.50011个交点月，从而使得第二次日食的朔日正好发生于另一个黄白交点附近)。0.00011个交点月的时间差使第二次日食发生时，月亮相对于交点向东移动0.0411°，780个周期后，累计的移动等于两个(平均)日食限(约34°)，整个食系就宣告结束。三统周期 我国是世界上较早发现日食周期的国家之一。西汉末年刘歆总结出一种周期，认为135个月中要发生23次日食，称为“三统周期”。大约从公元三世纪起我国就能预报日食初亏和复圆的方向，到了唐代，对于日食的预报已经比较准确了。
由于黄白交点每年向西退行约20°，一个交点年(也叫食年)只有346.2600日，比回归年短约19日。因此，可能出现下列两种情形：第一，一年中有两个完整的食季和一个不完整的食季。若第一个食季刚好在年初开始，除在年中遇到第三个食季外，在同年的十二月中旬，还可能迎来第三个食季。在这种情形下，这一年有可能发生五次日食。第二种情形是，一年中有一个完整的食季(年中)和二个不完整的食季(年初和年终)。在这种情形下，有可能发生四次日食。以前一种情形为例，假如第一个食季开始于1月1日，又恰恰是朔日并且发生日食。在以后的346日(一个食年)中，在最有利的情形下，两个食季有可能发生四次日食。第三个食季开始于12月12日前后，由于12个朔望月为354.36日，比食年约长8日，即要到12月20日前后，才能遇上第十三个朔日，方有可能发生额外的、也是这一年的最后一次日食。剩下的日期已不足半个朔望月，即使还能发生日食，也要等到第二年的一月上旬。这种一年5次日食的情形十分罕见，曾在1935年发生过，而下一次则要等到2206年了。一生能见到多少次日全食
尽管一年内至少发生两次日食，在人的一生中(75年)，地球上将会发生大约180次日食，其中中心食(日全食和日环食)大约有120次。但由于全食带非常狭窄，我们看到日食的机会其实是非常难得的。典型的日全食带长约9700千米、宽约160千米，所覆盖的地表面积约为155万平方千米，只占地球表面面积(51000万平方千米)的1/305，根据统计日全食大约平均1.5年才出现一次，因此如果我们总是待在一处而不做任何旅行，大概要等450年才能看到一次日全食！所以我们也不难理解，为什么会有那么多日食观测者每年都追随着全食奇观的步伐而四处奔波了。
2008年8月1日、2009年7月22日，我国境内连续出现两次日全食，2010年1月15日、2012年5月21日，又将出现两次日环食，如此高频率的中心食在我国历史上可谓几百年不遇，尤其是2009年7月的全食，无论见食地点还是全食持续时间都对我国观测者极为有利。在这里，衷心祝愿所有读者都能亲眼目睹日全食的壮丽丰姿
并非4年一次。日食是一种非常难得的天文奇观，它每年会在地球上发生至少2次，多的可以达到5次。每年至少发生2次日全食，超过2次部分的日食均为日偏食。比如某一年发生了4次日食，那么可以断定其中2次有日全食，剩下2次均为日偏食。如果某一年只发生2次日食，那么这两次日食就均为日全食。
但为什么日食，尤其是日全食如此难见呢。因为发生日全食时，月球必须完整的将阴影投射在地球上，而日全食带仅200公里宽，而绝大多数日全食落在海洋之上，陆地无法看到。每年发生在陆地上的日全食非常少，发生在有国家、城市区域的日全食就更少了。
考虑到月球每月绕地一周，那么日食为什么不是每个月发生一次呢？这是因为月球绕地公转的轨道平面，与地球绕日公转的轨道不处于一个平面，两条轨道存在一个夹角。这导致月球投射的阴影每年有10次，不是从地球的上方掠过，就是从地球的下方掠过，无法形成日食。每年仅有2次，月球阴影正好投射到地球上，这时才能发生日食。而月球的阴影此刻还必须准确的投射在陆地而非海洋上，人们才有机会看到。
如果楼主还不明白，那么看下图应该就能理解了，可以看出，月球的阴影是斜着掠过地球的，白色平面就是月球公转的平面，与地球绕日平面并不重叠。
错了 ，因为他们的公转轴道不是在一个平面上的，而是有角度的。所以月球的投影在地球上的几率小，月亮绕一圈是29天啊，不是27天。
这应该是光的直线传播中背影和牛影的问题。因为地球和月球轨道都是椭圆的。
