请教各位专家:日食和月食为什么不经常出现?

请教各位专家:日食和月食为什么不经常出现?

条件决定的，必须合朔，合朔时太阳据黄白交点必须在食限内，一般来说日食食限在15度到18度，算一下交点年和朔望月的最小公倍数就是日食周期，古巴比伦发现233个朔望月日食在现，这就是著名的沙罗周期。

在望日（农历十五或十六日）当日、地、月三者恰好或几乎在一条直线上，月球运行到地影内时，部分或整个月面照不到阳光，这时就出现月食现象。但不是每个望日都发生月食，由于地球轨道面与月球的轨道面不在一个平面上，两者约有5°09′的夹角，因此只有当月球运行到白道和黄道交点附近10°—12°（称为月食限）时，月球从地影穿过，才可能发生月食。
    月食分为月全食和月偏食两种。这是因为地球直径约是月球直径的4倍，地球的本影远比月球的轨道半长径还长，所以月球只能穿越地球的本影区，永远不会进入伪本影区内。月球钻进地球的本影就发生月全食；月球从地球本影的边缘掠过、只有一部分进入本影时，就发生月偏食。如果月球只从地球的半影中穿过去，就发生“半影月食”一般的情况下只能看到月亮稍微暗了一些，甚至不容易察觉。在统计每年月食次数时不计算在内。
一年内可发生多少次月食呢?每年最多可能发生3次，但有些年份一次也没发生；每年发生两次的可能性最大。月食发生时，面对月球的半个地球上的人都可以看到。对于某个地点来说，可以看到上述半数的月食。今后10年发生月食的时间如下表：
日期        食类        初亏时刻        食既时刻        食甚时刻        生光时刻        复圆时刻        食分
2005，10，17        偏食        19：34                20：03                20：32        0.07
2006，9，8        偏食        2：05                2：51                3：37        0.19
2007，3，4        全食        5：29        6：43        7：20        7：57        9：11        1.24
2007，8，28        全食        16：50        17：51        18：37        19：22        20：23        1.48
2008，8，17        偏食        3：35                5：10                6：44        0.81
2010，1，1        偏食        2：51                3：23                3：54        0.08
2010，6，26        偏食        18：16                19：38                21：00        0.54
2010，12，21        全食        14：32        15：40        16：16        16：53        18：01        1.26
2011，6，16        全食        2：21        3：21        4：11        5：02        6：01        1.71
2011，12，10-11        全食        20：45        22：05        22：31        22：57        0：18        1.11
2012，6，4        偏食        17：59                19：03                20：06        0.38
2013，4，26        偏食        3：51                4：08                4：25        0.02
2014，10，8        全食        17：13        18：23        18：53        19：23        20：33        1.17
2015，4，4        全食        18：15        19：55        20：00        20：05        21：45        1.00
由于月球自西向东运动，因此月食总是从月轮的东边缘开  始。月全食包括5个阶段：初亏、食既、食甚、生光、复圆。由于地球本影直径约为月轮直径的2.5倍，所以月全食的过程时间长达l一2小时。   
初亏：月球东边缘与地球本影西边缘外切，月轮的东边缘开始明显减暗。
    食既：月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球的本影内。
    食甚：月球的中心与地球本影的中心最近。
    生光：月球的东边缘与地球本影的东边缘内切，这时全食阶段结束。
    复圆：月球的西边缘与地球本影的东边缘相外切，这时月食全过程结束。
    月球被食的程度叫“食分”，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远的距离与月球视直径之比。食甚时，若月球恰和地球本影内切，食分等于1；若月球更深入本影内部，则食分大于1，而月偏食的食分都小于1。
   月食可以直接用肉眼观察。观测前要准备一些月食观测描图纸，纸上画有大圆，按0°—360°分度，0°对应月面的北点；每隔一定时间描一张。特别要描绘和记录的是初亏、食既、生光和复圆的时刻与方位。准确地记录时间是很重要的。同时，观察月面的颜色。月面被食时并不完全黑暗，且每次月食的暗度亦有不同。即使是月全食时月面亮度也不会完全消失，还在发出铜红色的微光。这是由于地球大气散射阳光，使部分红光到达月面所致。月食时的月面颜色与地球的大气状况和太阳活动有关，所以观测月食时的颜色对研究地球大气的物理状况很有意义，要详细描述其颜色特征。     
进行月食的照相观测，可选用口径大于50毫米，光力大于1／1.8的单反镜头照相机；采用感光度ISO 200的黑白底片。也可以采用固定照相方法，把照相机架在支架上，每隔5分钟曝光一次，拍照月食的串相。也可把照相机固定在望远镜上作跟踪照相，拍出月食的单张像，按实验好的露光时间每隔3—5分钟拍照一次，底片冲洗后，即可得到一份月食记录。最好能同时拍下钟表的时间，也可把拍摄时间写在翻拍的相纸上。

光辉灿烂的太阳有时突然被一个黑影挡住，太阳的光辉渐渐减弱，甚至全被遮住，瞬间夜幕降临，繁星缀空，这就是日食现象。这是因为月球经过太阳—地球连线，月球遮住了整个日轮而发生的日全食。此时，能够看到月球周围显露出玫瑰色光圈（这是太阳大气的色球层）和延展的银灰色日冕（太阳的外大气）。特别令观看者惊奇的是，在日全食刚开始和将结束时出现的 “贝利珠”，这是因为月球边缘有山口而透出了日轮（光球）的强光，就像在黑夜中突然闪现出的一串珠光，惊奇而刺激!   
    观测日食是研究太阳外层大气的色球、日冕极为宝贵的时机，也是天文爱好者大显身手之时。下面说说怎样观测。
    1，什么时候可以观测到日食
当月球运行到太阳和地球之间且日、月、地三者恰好或几乎成一直线，太阳射向地球的光线被月球遮掉一部分或全部被遮掉时，人们就会看到日食。显然，日食只能发生在朔日，即农历初一。但不是每个朔日都发生日食，这是因为月球绕地球的轨道面和黄道面不重合，只有当朔发生在两者交点附近时才会有日食。
2，日食的种类：日食的类型有日全食、日偏食和日环食。日全食时整个太阳都被挡住；日偏食是太阳的一部分被挡住；日环食时，月球挡住了太阳圆面的中部，周围还有一圈明亮的光环。
    3，日食的次数：日食每年最多可发生5次，最少也要发生2次。每年发生日食的次数比月食多，可为什么人们总是看到月食的机会比日食多呢?这是由于日食带的范围很小，地球上只有局部地区可见。就一个地区来讲，平均要过300多年才能见到一次日全食，很多人一生都没有机会看到日全食，因此，人们不惜千里奔赴到全食带地区观看。
    4，日食的过程
    由于月球自西向东绕地球转动，所以日食总是从日轮的西边缘向东边缘发展。日全食可分为五个阶段，分别叫做：初亏、食既、食甚、生光和复圆。
初亏：月轮的东边缘与日轮的西边缘外切，这是日食的开始。
食既：月轮的西边缘与日轮的西边缘内切；食既是被全部吃完的意思，此即日全食开始。
食甚：月轮的中心与日轮的中心相距最近。
生光：月轮的东边缘与日轮的东边缘内切。
复圆：月轮的西边缘和日轮的东边缘外切，此时日食全过程结束。
    日偏食只有初亏、食甚和复圆三个阶段。日偏食的食分是太阳视圆直径(视直径)被挡住部分与视圆面直径之比；日全食和日环食的食分定义为月球视直径与太阳视直径之比。显然，日偏食和日环食的食分都小于1，日全食的食分大于或等于1。
    由于月影以1千米/秒的速度自西向东扫过，而地球自转速度在赤道上也只有0．5千米/秒，所以月影在地面上仍然由西向东移动。于是，地面上不同地点看到日食发生的时刻就不同，西部比东部先看到。
   5，日食的照相观测
对日食可利用小型天文望远镜或普通照相机拍照，天文爱好者采用第二种方法较多。由于太阳像较大，所以应选择光力小的优质照相机。
色球闪光光谱的拍摄：在日全食时，当月影刚刚把整个太阳光球覆盖起来的时候，色球层未被遮盖的部分呈现出狭窄的圆弧形状，起了天然的“狭缝”作用，这时利用光谱仪(去掉狭缝装置)可拍摄到太阳色球的光谱。由于色球光谱中的谱线都是发射线，日全食时间又很短，因此色球光谱叫做闪光光谱，它与光球光谱类似，但它的谱线是亮的发射线，而且氢线比较强。
    日食拍照应注意的事项：对日食拍照，先要调好望远镜的极轴，并调好焦距。可通过减光片查看太阳像边缘的虚实，反复调多次直到像清晰为止；若当时日面上有大黑子也可利用太阳黑子进行调焦。此外要特别注意以下事项：
    ①观测太阳要有减光装置。望远镜要配备减光板，但在食甚拍摄日冕时要拿掉减光板，因为日冕的光较弱应直接拍摄。
②观测日食全过程要事先作好计划。
如果用胶片相机拍照，一卷135型胶卷共有36张底片，整个日食过程大约在两小时以上，所以要把36张底片计划安排好。观测日食的食甚阶段是最主要的，最好用不少于10张左右的底片拍摄食甚时的日冕像。要用几个不同档次的曝光时间拍摄，这样能取得更好的结果。要获得大些的太阳像，最好使用长焦距(如长于200毫米)镜头。长焦距镜头可观测大范围日冕，从而获得包括内冕和外冕的像。
最好采用数码相机进行拍照，如果用1个G的储存卡，可以拍照1000多张，由相机自动记录拍照时间，拍照后选择余地很大。但要备足充电池，最好用两块以上，交替使用。
    ③正确选择露光时间：曝光时间与相机的焦比(即焦距和口径之比)及底片的灵敏度有关，一般可采用颗粒细的、感光度ISO 100的底片。对于相机的焦比在4—8之间的，拍摄日冕(包括内冕和外冕)曝光时间约为1／250——l／60秒；拍摄贝利珠曝光时间约为l／4000一l／250秒。对于相机的焦比在11—22之 间的，拍摄日冕(包括内冕和外冕)曝光时间约为1／125—1／S秒；拍摄贝利珠曝光时间约为1／500——l／30秒。如果用数码相机，可用A档，让相机自动选择曝光时间和焦比。
    天体在望远镜焦平面上成像的大小取决于物镜的焦距，可用公式
    d= F·π″/206265
  计算底片上日像的大小。式中，D为日像的直径，π″为太阳的视角直径（约32′=1920″），F为望远镜的焦距。如果望远镜的焦距为1500mm计算出的太阳在底片上的直径为1.4cm。
未来10年内，天津地区可见的日食
日期        食分        初亏时刻        食甚时刻        复圆时刻        种类
2007年3月19日        0.38        9：27        10：22        11：19        偏食
2008年8月1日        0.92        18：18        19：10        （19：27）        全食
2009年7月22日        0.75        8：24        9：32        10：46        全食
2010年1月15日        0.85        15：33        16：52        （17：11）        环食
2012年5月21日        0.69        5：29        6：31        7：41        环食
请注意：2008年的日食，在我国新疆、甘肃、内蒙、宁夏、陕西、山西、河南部分地区可以看到日全食。而2009年7月22日的日全食从四川成都直到上海的长江流域可看到5—6分钟的日全食。全食带分布之广，全食的时间如此之长，在日食史上少见的。有足够的时间供我们拍照和观赏。这两次全食又正值暑假旅游黄金周期间，一定会有许多人云集在全食带内进行观看。

感谢版主和wenlianyi 涟漪)  的答复,认真学习了