因此我们比较各地潮汐时就会发现其并不规则了。但是通常，这个延迟的时间等于我们刚才提到过的４５分钟。
太阳也同月亮一样要引起潮汐，但作用比较小——有兴趣的读者可以根据我们曾经给出的数据和方法，按照引力的平方规律来算出太阳和月亮引潮能力的不同。值得一提的是，新月和满月时，这两者在一条线上合力吸引，因此有最高潮和最低潮。这些是所有住在海滨的人都熟悉的，他们叫做“大潮”（ｓｐｒｉｎｇ ｔｉｄｅｓ）。在上弦和下弦时，太阳的吸引抵消了部分月亮的吸引，因此潮既不涨得极高也不落得极低，这就叫做“小潮”了（ｎｅａｐ ｔｉｄｅｓ）。
月食
月食是月亮进入了地球的阴影中。日食则是因为月亮在太阳与我们之间经过。我们以下就要说明这些现象中的最有趣的几方面以及其发生的规律。
为什么不是每次满月都有月食呢？地球的阴影当然永远在背对着太阳的一面，可是满月的月亮却有时在阴影上有时在阴影下经过，因此不会被蚀。这是因为月亮的轨道面对黄道平面约有５度的倾斜，地球却正在黄道平面上运行而其阴影中心也正投在那儿。再回到我们从前的假想，把黄道在天球上画出来，再进一步假定把月亮在天球上运行的视轨迹（白道）也画出来。我们那时就会发现月亮的轨道与太阳轨道在相对的两点相交，其交角只有５度。这两点叫做“交点”（ｎｏｄｅｓ）。在一交点上月亮由下面移到了上面，或者说是从黄道南移到了黄道北。这一点叫做“升交点”（ａｓｃｅｎｄｉｎｇ ｎｏｄｅ）。在另一点上月亮则是由北而南，这一点叫做“降交点”（ｄｅｓｃｅｎｄｉｎｇ ｎｏｄｅ）。
因为太阳比地球大，地球的阴影（指本影）呈一个锥顶伸向远处的圆锥体。在地球身后地月距离处（即正对地球身后的月球轨道处），锥体阴影的截面直径约有地球的３／４，也就是说约９ ６００千米。又因为阴影中心是在黄道平面上，在地球正身后的月球轨道处，所以阴影就只能在黄道面上下各遮掩４ ８００千米。而在两交点之间，月球轨道偏离黄道面最远的两点与黄道平面的距离约为地月距离的１／１２，就是说约有３２ ０００千米。所以月亮只有在到了两交点附近，同时又正好处于地球身后时，才能进入地球的阴影区。
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食季
连接太阳、地球的这根线当然要随着地球绕太阳而改变方向的。因此它在一年之内两次经过黄白交点。这就是说，如果我们假定两交点画在天上，升交点在一点上，降交点在另一点上，那时太阳在沿黄道而东行的运动在我们看来就要在一年之内经过这两交点的。太阳经过一交点时，地球的阴影就经过另一交点。日食或月食一年只能发生约两次（隔６个月一次）。这种“食季”（ｅｃｌｉｐｓｅ ｓｅａｓｏｎｓ）约长１个月，这就是说，从太阳离交点近得足以发生月食开始算到离得太远而不能发生月食为止，约有１个月。
假如黄白交点在黄道上的位置是固定的，月食就只能在固定的两个月份之内发生了。可是，因为太阳加在地球和月亮上的引力，交点位置不断地逆着地月运动方向而变动。每一交点约在１８年又７个月内绕天球西向旋转一周。也在同样的周期中食季倒转一年。平均说来，每年较上一年提早约１９天。
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月食的景象
如果我们在一次月食开始时就守候着月亮，就会看到它的东边沿渐渐黯淡起来，并最终完全消失。月亮一面向前进，月面被吞进阴影，而黑暗的部分一面加大。可是如果我们非常细心地注视，就会看到被阴影浸着的部分并未完全消失，却发出一种极黯弱的光。如果全部月亮都进了阴影中，这就是全食；如只有一部分入了阴影中，这就称为偏食。全食时，那始终照在月面上的微弱亮光就更清楚可见，因为这时它不可能被其他明亮的部分所干扰。这种黯红色的光是由地球大气折射光线而引起的（这种折射已在第三章讲到）。那些刚擦过地球边的或在离地球表面不远处经过的太阳光线，都被折射而投在阴影中，于是又投射在月亮面上。这光的红色也和落日的红色是同一原因——浓厚的大气吸收了波长较短的绿色和蓝色光线却让波长较长的红色光线透过。
月食每年要发生两三次，几乎总有一次是全食。当然，地球上只有那时正在月光下的那半球才可以看见。
我们完全可以想象出，月食时在月亮上的观测者看见的地球所造成的日食。我们所描写的这种现象在他看来是非常清楚的。在月球上，地球的目视大小当然比我们所见的月亮要大。其直径会比太阳还大出三四倍。起初，因为耀眼的太阳光，这么大的物体接近太阳时是看不见的。那观测者所见到的只是太阳光被看不见的球状物体切去。当地球差不多全部遮住太阳时，他就可以看出全轮廓来：因为周围有一圈由地球大气折光而生的红光。最后当真正的太阳光完全消失时，就只能看见一个明亮的红光环圈住一个黑暗的球状物——地球。
月食的情形跟日食的情形大不相同（下章我们要讲日食）。月食可以同时被地上月光下的全半球看见。在月亮升起时就已经蚀去的情形下有一奇特的现象，我们会看到蚀去的月亮和黄昏的太阳同时出现在东、西地平线上。这看起来似乎和我们所说的太阳、地球、月亮成一直线的说法相矛盾，但这现象实际上是因为其中之一在地平线下，由于地球大气层折射的关系，竟使得我们同时可以看见了。
日食
假如月亮恰好在黄道平面上运行，它每次新月的时候，就都会在太阳面上经过。可是由于它轨道的偏斜（见前章），就只有在太阳正接近黄白交点之一时才可能发生这样的事情。那时我们如在地球上恰当的地方，就可看到日食。
假定月亮从太阳面上经过，第一个问题就是它能不能遮住太阳面的全部。这不仅仅是这两个天体的真实大小的问题，更重要的是其视觉大小。我们知道太阳直径比月亮大约４００倍，但它也比月亮刚刚好远了约４００倍。这样造成了一件有趣的结果——在我们眼中看来，这两个实际上完全不等的天体，却成了一对双生兄弟——它俩差不多同样大了。由于轨道并非完全是圆的，所以有时月亮仿佛大些，有时又仿佛小些。在前一情形下，月亮可以完全遮住太阳；在后一情形下，就办不到了。
月食与日食之间的最大差异是——月食在任何看得见月亮的地方情形都一样，而日食的却要依赖观测者的位置。最有趣的日食是月亮中心恰好遮住太阳中心——这叫做“中心食”（ｃｅｎｔｒａｌ ｅｃｌｉｐｓｅ）。要看这种食，观测者必须在连贯日月中心直线所达的地方。那时若月亮的视界大小比太阳的大，就会全部掩去太阳。这种食就是“全食”（ｔｏｔａｌ ｅｃｌｉｐｓｅ）。
若太阳那时看来大些，在中心食时就有一圈太阳光环绕住中间的月亮。因此这种食叫做“环食”（ａｎｎｕｌａｒ ｅｃｌｉｐｓｅ）。
连接日月两中心的直线从地球面上掠过，我们就可以在地图上画出它的路径来。这种表明日食的区域和路线的地图预先在航海历书中印出来。在中心线扫过的路径南北附近地区也可见到全食或环食，但决不可能在１６０千米以外。在这界限外的观测者只能见到偏食——月亮只掩去了太阳一部分。而在更远的地区，则根本看不到日食了。
美丽的日全食
全食是大自然赐给人类的一件动人美景。要充分鉴赏其魅力，最好是站在高地上，能看到周围很远的地方，尤其是在月亮来的那一边，看得愈远愈好。第一个表示非常事件发生的信号并不在地上或空气中，却在太阳圆面上。在历书中预报的一定时刻，太阳西部的边缘上就有了一个小小的缺口。它一分钟一分钟地增长，真仿佛渐渐蚀去了太阳。有些民族看到这伟大光明的太阳会这样一点一点地缩小而幻想着有龙来吞吃它，自然也不足奇怪了。
一段时间中，也许在一小时以内，所见到的只有月亮黑影在不息地扩展，不停地侵蚀太阳面上的地盘。如果这时观测者正站在一棵大树旁边，又有树叶让太阳光线从叶间小隙透射到地上，还可见到一种有趣的情形——地上的太阳影像这时都会有缺口显出偏食的太阳。不久，太阳就变成新月一样了，但这新月不但不长大却反缩小。不过在这时候，眼睛还习惯于那消逝去的光辉，因此直到这新月变得非常狭小以前还可看出仿佛可见的暗影。如果观测者有一架带有观测太阳专用滤光镜的望远镜，他可以有一个极好的机会从另一个角度来看月亮上的山——残留的太阳还保持其照常的柔和而一致的光辉。可被月面蚀去的那一边轮廓却是参差不齐的——这就是月面上山的轮廓。
当这一钩“新月”将要消逝的时候，在不息前进的月亮上，陡峭的山峰便达到了太阳边界，使得太阳只剩下一串碎片或光点从月面的凹处透出来——这种非常美丽的景象被称为“贝丽珠”——这时的太阳看起来很像一个镶上了几颗耀眼钻石的戒指。这种美丽的景象也只有一两秒钟的时间，然后就完全消逝。
现在我们可以看到这场奇观了——本来的白昼，因为日光的消逝而状若黎明，在离太阳稍远的天空中竟出现了漫天的繁星。原本太阳应该正在中天，可天上却只有极黑的月球高悬在天际。其周围有一圈灿烂的光辉，这就是我们在论太阳的一章中已经叙及的所谓“日冕”。虽然用肉眼看来也非常明亮，但若用倍率低的望远镜看来更有趣味。甚至一副看戏用的玩具望远镜都能凑合着用。用大望远镜只能见到日冕的一部分，因此这景象的最美�