互动科普

2009年7月22日，在我国长江流域可见长达5分钟的日全食，这将是地球上所能见到的最壮丽的天文现象。这次日全食在地球上堪称百年一遇，今年的日全食和90年前的一次日全食是“亲兄弟”！这你能想象得到吗？

1919年日全食：牛顿与爱因斯坦的对决

当月球运动到太阳与地球之间的时候，如果月球恰好遮住了太阳的光芒，那么在地球上就可以看见太阳出现了缺口，甚至消失了，这就是日食。日食不仅是个壮丽的奇观，也是科学家们的大好观测机会。1919年5月29日的日全食，是验证牛顿力学与爱因斯坦相对论孰对孰错的“关键对决”。

自1687年牛顿《自然哲学的数学原理》发表以来，牛顿理论奠定了对宇宙中各种物质运动规律的基本描述。牛顿理论的基础是平直空间，正如古希腊数学家欧几里得总结的几何学那样，空间是没有边界，处处均匀的，时间就在这个“绝对空间”框架中均匀地流淌，整个宇宙是一部精致而准确的机器。此后的200多年的时间里，从苹果落地到行星运行，都可以用牛顿理论来解释。牛顿理论从无到有建立了近代科学体系，科学家们“言必称牛顿”，直到爱因斯坦相对论的出现。

1905年，爱因斯坦发表的狭义相对论中，将运动、空间和时间整合为一体。他又花了10年时间，才将引力整合到相对论中，于1915年发表了广义相对论。这套理论几乎直指牛顿理论的“绝对时空”观，认为空间并非如牛顿认为的绝对平直，而是弯曲的。质量（比如太阳）的存在，如同床单上的重球将空间弯曲，行星就是在这样的弯曲空间中运动。

可以说，牛顿理论是广义相对论的特殊形式，而广义相对论则是牛顿理论向一般情况的推广。

虽然身在德国的爱因斯坦发表广义相对论时，第一次世界大战已经打响，但他的论文还是通过私人渠道被送到了英国剑桥大学天文学家爱丁顿（Arthur Stanley Eddington）手中，因为在爱因斯坦眼中，只有爱丁顿才能够理解这一理论。爱因斯坦预言经过太阳附近的星光路径会被弯曲，从而看上去（与夜晚看到的）位置有所移动。按照牛顿理论，光线经过太阳边缘时，弯曲角度约0.87角秒（1角秒是1°的1/3600），而广义相对论给出的结果则是1.75角秒，比牛顿理论的预言要大一倍。

爱丁顿敏锐地认识到，在发生日全食的时候，太阳光完全被遮挡，观测太阳附近星光偏折就可以用来检验爱因斯坦的预言，于是积极为此事奔走。当时的皇家天文学家戴森爵士（Sir Frank Waston Dyson）发现，1919年5月29日的日全食符合进行这个检验的理想条件，不仅全食阶段持续长达6分钟，而且此时太阳正好位于七姐妹星团前面，这个星团的恒星相当明亮，非常适合检验爱因斯坦的预言。

不过，在战争时期，民族主义高涨，双方的科学家们也都有些不冷静，德国科学家们组织了一个签名，发表了《文明世界的宣言》，支持德国军国主义。虽然爱因斯坦强烈反对这个宣言，但因为他的德国身份，在英国科学家眼里也不受欢迎。爱丁顿和戴森为了推动日全食观测的顺利进行，不得不如此说服皇家天文学会：“如果爱因斯坦是对的，那么这将是英国考察队证明的；如果他是错的，那么英国考察队将证明一个德国科学家是错的，而牛顿爵士才是对的。”

1917年索姆河战役失败之后，英国政府大量征兵，爱丁顿也在被征之列，而爱丁顿是贵格会派（Quaker，又称教友派，主张宗教自由与和平）教徒，这个教派奉行和平主义，拒绝服兵役。而拒绝服兵役就面临被投入监狱的危险。最终，戴森出面劝说政府将爱丁顿的服役取消，取代之“惩罚”，这个“惩罚”就是，如果战争在1919年结束，责成爱丁顿带领一支探险队前往非洲观测日全食，检验星光的弯曲程度。

1919年5月29日的日全食本影从南美西岸开始，经过巴西北部，跨越大西洋，抵达非洲中部东海岸。为了保险起见，英国派出了两支探险队，一支由格林尼治天文台的克里姆林（Andrew Crommelin）带队，前往巴西的塞布拉尔，一支由爱丁顿带领，前往非洲西岸几内亚湾的普林西比岛。

爱丁顿观测的结果是平均为1.61±0.30角秒, 巴西观测的结果差别比较大，分别是0.93角秒和1.98角秒。因为星光偏折的程度随恒星距离太阳边缘远近而有所变化。爱丁顿与戴森多次讨论后，对3个观测结果的重要性给出评判，用加权平均的方法给出偏离1.64角秒的结果，这与爱因斯坦的预言很接近，这个结果于1919年11月6日在皇家天文学会的特别会议上宣布。

英国《泰晤士报》立刻报道了这个消息，11月7日的头版头条新闻标题是《科学革命：宇宙新理论！牛顿学说被推翻！》。原本只在科学圈里小有名气的不修边幅的爱因斯坦教授立刻成为媒体争相报道的对象，变成了家喻户晓的科学明星。

日全食与沙罗周期

几乎所有谈论日月食的天文学书籍都会讲到，日月食的周期重现有一条重要的规律，叫沙罗周期（Saros Cycle）。一个沙罗周期为6585.3天，也就是18年11.3天（包含4个闰年）或10.3天（5个闰年），即一次日食或月食出现之后再过这么长时间还会出现一次。

当然，这并不是说要经过一个沙罗周期才会出现一次日食。事实上，在一个沙罗周期内，平均会发生71次日月食，其中的43次为日食，28次为月食。也就是说，长为一个沙罗周期的时间段内，包含约40多个独立的沙罗食系。不过，用沙罗周期预言日食的“有效期”是有限的，比如2009年的日全食，我们可以预言，前后五六百年的时间里，每隔18.032年，就会有一次日食发生，但更长时间就无效了。因此，1955年，荷兰天文学家范登堡（G.Van den Bergh）在他的《日月食的周期性与变化规律》中，规定了以整数沙罗周期为间隔的连续发生的日食或月食归为同一系列，称为沙罗食系（Saros Series）。每个沙罗食系有开始和结束。

这个规律早在巴比伦时代就已经提出，成为指导日月食观测的重要法则。而从1919年“爱丁顿日全食”到2009年长江大日全食已经90年了，即这两次日食相隔恰好5个沙罗周期。本次发生的日全食是136号沙罗食系71次日食中的第37次。这一食系的特点是“精力充沛”,时间长，因而是观测的热点。这一食系从1360年6月14南极海岸的一次日偏食开始，逐步在18世纪“成长”为日全食，1955年6月20日是它的高潮，这天的日全食最长时间达到了7分零8秒。这一食系中的最后一次全食将于2243年12月12日发生，最后一次日偏食则出现于2622年7月30日。这个食系将持续1262年，发生日食71次，并有多次长时间的日全食，即使最后一次日全食（2243年）也长达3分钟30秒。

一个沙罗食系结束之后，又会有新的沙罗食系产生，延续日、月、地三者的“大戏”。而这连续发生的沙罗食系之间的间隔为239个朔望月，也就是10752天，约合差20天29年，这个时期被称为“恩克斯（Inex）周期”。

恩克斯周期的重要性在于它是连续发生的两个沙罗食系之间的间隔。这样，如果把一个沙罗食系比作一串“日食珠链”，那么，完整预告所有日食的“门帘”是由40多串链子组成的。在一个沙罗周期（18年）内，需要分别用到这40多串链子上的一颗“珠子”。在一串链子的“珠子”用完的时候（大约12～15个世纪），再过一个恩克斯周期，新的链子又接上了。这样，以沙罗食系和恩克斯食系相配合，我们就可以完备无遗漏地预报日食了。

非整天数的沙罗周期是由月亮的复杂运动决定的。关于月亮的运动周期有好几种定义方式，分别包括：朔望月（synodic month）—我们所看到的月相变化的周期，平均大约是29.530588天；交点月（draconic month）—月球经过同一黄白交点的时间间隔，平均为27.21222天；近点月（anomalistic month）—像所有的行星轨道一样，月亮的轨道是椭圆的而不是圆形的，有近地点和远地点，月球经过近点月的平均周期为27.55455天。

那么，对这３个周期取“公倍数”可以知道，1个沙罗周期等于223个朔望月，242个交点月或239个近点月。

                              223个朔望月＝6585.3211天

                              242个交点月＝6585.3572天

                              239个近点月＝6585.5374天

这就是沙罗周期，即每经过6585.3天，月亮就会处在轨道参数大致相同的交点上，也就是说会重复发生日食。

每过一个沙罗周期，月球就向东退行0.5°。一般来说，日食的沙罗食系从新月出现在黄白交点以东约18°的位置开始。如果日食出现在月球的降交点（即月球自北向南穿越黄白交点），食系编号为偶数。第一次月球的本影距离地球表面3500千米，在南极地区可见偏食。随后每经过一个沙罗周期，本影接近地球300千米，偏食变大，大约经过200年，10或11个沙罗周期之后，第一次中心食（环食或者全食）在南极出现。接下来950年中，每隔18.031年出现一次中心食，出现的位置也向北移动约300千米，逐渐越过赤道从南半球到北半球，最后一次中心食发生在北极附近。接下来又是大约10次越来越小的偏食。在经历了12个世纪或更多世纪之后，在北极结束。

出现在月球升交点的食系编号为奇数，从北极附近开始，逐渐向南移动。而对于月食来说，编号规则正好相反，即出现在降交点的月食系编号为奇数，升交点附近则为偶数。

今年的长江日全食

2009年7月22日即将发生在长江流域的日全食，是21世纪持续时间最长的日食。北京时间上午8∶53，月球本影投射到印度西部；9∶05从中印、中缅边境进入中国境内，跨越横断山脉后沿长江流域前进；9∶39到达上海，随后进入太平洋；9∶57经过琉球群岛，最后在太平洋中部结束。我国的西藏、云南、四川、重庆、湖北、河南、安徽、江苏、江西、浙江、上海等地区可见全食，中国所有的地区均可见不同程度的偏食。

本次日全食经过我国多个省会城市及人口稠密的经济发达地区，且全食持续时间比较长，最长的时间（中心线最东部）接近6分钟，其他地区也均可见5分钟左右的日全食。一般来说，日全食的持续时间不过2～3分钟，因此，无论是对专业天文学家还是天文发烧友，这都是一次不可错过的观测机会。

虽然天文学家可以从地面和太空全方位地研究太阳，但日全食是从地面对太阳大气—日冕进行观测研究的绝佳机会。实际上，“日冕”就是法国天文学家卡西尼于1706年观测一次日全食的时候命名的。美国霍普金斯天文台的帕萨科夫教授（Jay M.Pasachoff）也兼任国际天文联合会日食公众教育委员会主席，最富传奇色彩的是他曾亲历26次日全食、11次日环食和9次日偏食。他的主要研究方向之一就是试图寻找造成日冕高温的原因。

太阳表面的温度只有6000℃，根据我们日常生活的常识，当你离火炉越远时一定是越来越冷的，可是太阳却正好相反，日冕的温度高达100万摄氏度，温度的升高必然需要额外的能量注入。帕萨科夫的工作就是，通过观测判定理论上可行的哪一种能量注入机制是导致日冕超常高温的原因。他们设计了一种望远镜专门用来拍摄日冕层，包括拍摄太空探测器也无能为力的日冕最内层。通过将多张照片叠加，可以获得更高分辨率的图像。近年来发现太阳北极地区附近的羽毛状结构，就是在一次日全食时通过相隔上千千米的观测资料获得的。2009年，帕萨科夫希望能够通过比较各地的日全食照片来了解日冕的活动情况。

我国国家天文台太阳射电团组首席研究员颜毅华博士则致力于太阳射电波段的观测。射电其实就是无线电。一般低分辨率的观测，是把太阳当作一个发射源，没有空间分辨率。在日食发生期间，月亮逐步遮住（或脱离）太阳的过程中，提供了高空间分辨率的观测机会。对于射电观测来说，观测范围不仅仅是太阳表面，日冕也有射电辐射，因此日食刚一发生，射电观测者就会觉察到。太阳完全被月球遮挡时，太阳射电流量只是降低到最小，其后逐渐恢复。射电观测可以考察太阳风暴—太阳发出的强劲的带电粒子流和电磁波形成的“狂风暴雨”，它能够强烈影响地球的电离层，对通讯有相当强的影响，甚至会使通讯中断。

2009年日全食期间，中国天文学家将进行光学、红外、射电等多波段联合观测，并进行太阳大气、太阳闪耀光谱观测，地球大气电离层效应及重力异常等项目的观测。

（本文发表于《科学世界》2009年第7期）