每年日食最多出現五次，如果出現五次，那麼一定都是偏食。地球上每年至少有二次日食。在南北極地區隻能看到日偏食。日全食大約一年半發生一次。每次日食都是在日出時從某一點開始，然後沿著日食帶在日沒時結束。從開始點到結束點大約繞地球半圈。一次日全食的過程可以包括以下五個時期：初虧、食既、食甚、生光、複圓。
太陽帆
在生活中我們見過千帆競發、百舸爭流的情景，那你想過這種場麵發生在太空中的樣子嗎？其實，這種情況正在太空中發生著，它不是借風力而行，而是靠太陽。
太陽帆是利用太陽光的光壓進行宇宙航行的一種航天器。由於這種推力很小，所以航天器不能從地麵起飛，但在沒有空氣阻力存在的太空，這種小小的推力仍然能為有足夠帆麵麵積的太陽帆提供加速度的能力。如先用火箭把太陽帆送入低軌道，則憑借太陽光壓的加速，它可以從低軌道升到高軌道，甚至加速到第二、第三宇宙速度，飛離地球，飛離太陽係。如果帆麵直徑為300米，可把0.5噸質量的航天器在200多天內送到火星；如果直徑大到2000米，可使5噸質量的航天器飛出太陽係。
著名天文學家開普勒在400年前就曾設想不要攜帶任何能源，僅僅依靠太陽光能就可使宇宙帆船馳騁太空。但太陽帆飛船這一概念到20世紀20年代才明晰起來。
1924年，俄羅斯航天事業的先驅康斯坦丁·齊奧爾科夫斯基和他同事弗裏德裏希·燦德爾明確提出“用照到很薄的巨大反射鏡上的陽光所產生的推力獲得宇宙速度”。因此，燦德爾首先提出了太陽帆：一種包在硬質塑料上的超薄金屬帆的設想，成為今天建造太陽帆的基礎。
世界上第一艘英國太陽帆宇宙飛船於2005年夏令時21日20時46分（北京時間22日4時46分）發射升空，但發射約20分鍾後地麵控製站突然接收到混亂信號，此後就與飛船失去了聯係。此艘太陽帆宇宙飛船被命名為“宇宙一號”。
此後，直到2004年8月，日本人才研製了太陽帆升空並進行170千米高的短暫亞軌道實驗，打開了兩個長約10米的樹脂薄膜帆板，檢驗了光帆展開的可行性，之後火箭和光帆墜入大海。美國航宇局目前也在進行太陽帆飛船的研究，並為選擇太陽帆的製造材料進行了大量測試工作，還探討了如何發射以及太陽帆在太空怎樣展開等問題。美國預計2010年成形的太陽帆飛船將曆經15年以上的航程，飛行37億千米直到太陽係邊緣。
科學家們認為，“太陽帆”飛船可能是人類星際旅行的唯一希望，因為以太陽光作為動力，可減少宇宙飛船攜帶的大量燃料，增加其機動性範圍，使其在太空停留更長的時間，而且隻要有陽光存在的地方，它就會不斷獲得動力加速飛行。太陽帆代表了人類未來太空飛行的技術，如果這次試驗能夠成功，它將為開發新型宇宙發動機方向邁出重要一步。人類未來完全可以利用太陽帆從事深空探索，並給人類的太空旅行帶來一場新的革命。
2.離太陽最近的恒星——比鄰星
比鄰星，離太陽最近的一顆恒星，是聚星之一，位於半人馬座。比鄰星離太陽隻有422光年，相當於約4萬億千米。從地球看來位於西南方向2度的位置，為一顆紅矮星。如果用最快的宇宙飛船，到比鄰星去旅行的話，來回就得17萬年。可想而知，宇宙之大，雖說是比鄰也遠在天涯。
影像中央這顆小小的紅色紅星就是比鄰星，它是如此的昏暗，直到1915年才由當時約翰內斯堡聯合天文台的主管羅伯特·因尼斯在南非發現。影像的背景裏可以見到我們銀河係裏各式各樣的恒星。
與其他恒星相比，通常紅矮星的亮度都很弱，以肉眼觀測是看不見的，比鄰星也不例外。它的視星等是11等，絕對星等是非常弱的155等。如果從半人馬座α三合星的其他兩個星觀測，將是45等星。
雖然說比鄰星是離我們較近的恒星，但它究竟離我們有多遠呢？
歐洲天文衛星測量的視差是按77233±242毫角秒推算，比鄰星離地球距離大約是4.22光年遠，或者27×105個天文單位（1個天文單位約合15億千米，為地球到太陽的平均距離）。離它最近的鄰居依序為：半人馬座α三合星的其他兩顆星、太陽和巴納德星。
另外，用歐南天文台在智利的超大望遠鏡，在2002年以光學幹涉測量得到比鄰星的角直徑為102±008毫角秒。通過已知的距離，推算實際直徑大約是太陽的1/7，或者木星的15倍。它的質量也大約是太陽的1/8，或者木星的150倍。
3.亮度有變化的恒星——變星
變星概述
變星是指亮度有起伏變化的恒星。引起恒星亮度變化的原因有幾何的原因（如交食，屏遮）和物理的原因（如脈動，爆發）以及兩者兼有（如交食加上兩星間的質量交流）。一些恒星在光學波段的物理條件和光學波段以外的電磁輻射有變化，這種恒星現在也稱變星。變星命名法由阿格蘭德於1844年創立，每一星座內的變星，按發現的先後，在星座後用R～Z記名。按照亮度和光譜變化的不同，現在把變星分為幾何變星、脈動變星和爆發變星三大類。在三個大類以下，又可再分為若幹次型。脈動變星和爆發變星是物理變星，都屬於不穩定恒星。
變星的特征
從變星的概述中我們了解了一些變星的知識，那麼，由於內在上沒有變化，而在其他物理性質有變化的或光學波段以外的電磁輻射有變化的恒星能不能也歸入變星之列？科學證明是可以的，如光譜變星、磁變星、紅外變星、X射線新星等都屬於變星。
有些恒星的亮度變化肉眼就能發現，但大多數變星必須用一定的儀器、一定的觀測技術才能發現。照相測光和光電測光技術的應用，使變星數目迅猛增加，1985年開始陸續出版的第4版《變星總表》已收集了到1982年為止發現和命名的28450顆變星和變光體。分光技術提供了變星物理性質的重要信息，不僅為發現變星，也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中，做過光譜觀測的僅占25%左右。
少數變星在發現亮度變化前已經定名，仍繼續沿用，此外，絕大多數變星都按國際通用的命名法命名，即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對每一個星座，按變星發現的順序，從字母R開始，一直到Z，然後用兩個字母，從RR，RS起到ZZ，再用前麵的字母AA，AB……，一直到QZ，其中字母J完全不用，從第335個起，用V335，V336……，加上星座名。
變星按其光變原因，可以分成內因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實變化，光譜和半徑也在變，又稱物理變星；而後者的光度、光譜和半徑不變，它們是雙星，光變的原因是由於軌道運動中子星的相互掩食（稱食雙星或食變星）或橢球效應，外因變星又稱為幾何變星或光學變星。內因變星占變星總數的80%，又可分為脈動和爆發性質迥異的兩大類。脈動變星占內因變星的90%，光變是由星體脈動引起的；爆發變星的光變是由一次或多次周期性爆發引起的。脈動變星和爆發變星又可以分成若幹次型。變星的分類法隨著人們認識的不斷深化而逐漸改變，近年來發現越來越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。
變星種類繁多，涉及恒星演化的各個階段，變星的研究必然促進恒星理論的發展；食變星為確定恒星的質量、大小等物理量提供了難得的機會；造父變星的周光關係為宇宙尺度提供了基本校準，新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針；變星分屬於中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族（見星族）五種不同空間結構次係，對銀河係結構和動力學的研究也有重要意義。
幾種有趣的變星
脈衝星
脈衝星，就是變星的一種。脈衝星是在1967年首次被發現的。當時，休伊什的研究生S。J。貝爾，發現狐狸星座有一顆星發出一種周期性的電波。經過仔細分析，科學家認為這是一種未知的天體。因為這種星體不斷地發出電磁脈衝信號，人們就把它命名為脈衝星。脈衝星發射的射電脈衝的周期性非常有規律。一開始，人們對此很困惑，甚至曾想到這可能是外星人在向我們發電報聯係。據說，第一顆脈衝星就曾被叫做“小綠人一號”。
1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星。中子星具有強磁場，運動的帶電粒子發出同步輻射，形成與中子星一起轉動的射電波束。由於中子星的自轉軸和磁軸一般並不重合，每當射電波束掃過地球時，就接收到一個脈衝。
恒星在演化末期，缺乏繼續燃燒所需要的核反應原料，內部輻射壓降低，由於其自身的引力作用逐漸坍縮。質量不夠大的恒星坍縮後依靠電子的簡並壓力與引力相抗衡，成為白矮星；而在質量比這還大的恒星裏麵，電子被壓入原子核，形成中子，這時候恒星依靠中子的簡並壓力與引力保持平衡，這就是中子星。典型中子星的半徑隻有幾千米到十幾千米，質量卻在1～2倍太陽質量之間，因此其密度可以達到每立方厘米上億噸。由於恒星在坍縮的時候角動量守恒，坍縮成半徑很小的中子星後自轉速度往往非常快。又因為恒星磁場的磁軸與自轉軸通常不平行，有的夾角甚至達到90°，而電磁波隻能從磁極的位置發射出來，形成圓錐形的輻射區。
在脈衝星便是中子星的證據中，其中一個便是我們在蟹狀星雲確實也發現了一個周期約0.033秒的波霎。
脈衝星靠消耗自轉能而彌補輻射出去的能量，因而自轉會逐漸放慢。但是這種變慢非常緩慢，以致信號周期的精確度能夠超過原子鍾。而從脈衝星的周期就可以推測出其年齡的大小，周期越短的脈衝星越年輕。
食雙星
兩星在相互引力作用下圍繞公共質量中心運動，其軌道麵差不多同我們的視線方向平行時，就能看到一星被另一星所遮掩而發生星光變暗現象，這種星稱為食雙星或食變星。
最早發現的食雙星是大陵五，它最亮時為2.13等，最暗時為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，損光最多時整個雙星成為2.19等。大陵五的軌道周期是2.8673075天。它由平時亮度降到最暗約需4.9小時，由最暗回到平時亮度也約需4.9小時。
食雙星的光變曲線可分為三種類型：①大陵五型，食外變化較小；②漸台二型，食外顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚暗得多；③大熊座W型，食外顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚稍暗。
分析食雙星的光變曲線，可以比較可靠地求得大星半徑、小星半徑、軌道麵傾角、大星或小星光度、反映大星和小星的圓麵亮度分布的“臨邊昏暗係數”等，統稱為測光軌道解，簡稱測光解或測光軌道要素。如果這雙星又是雙譜分光雙星，並且已有比較可靠的分光軌道解，那麼和上麵的測光軌道解結合起來，可以得出組成該雙星的兩子星各自的質量和半徑。所以，某些食雙星能為人們提供比較可靠的恒星基本參量，成為研究恒星物理和恒星演化的重要基礎之一。但由於大多數食雙星總有偏離“理想共性”的這樣那樣的“個性”，已測出基本物理參量的食雙星不僅數量少，而且數據也不夠精確。
研究食雙星取得的成就是多方麵的：①已得到100對密近雙星的質量、半徑等物理參量；②對柱二型食雙星中藍矮星的光穿過紅超巨星大氣各層的觀測，得知好些紅超巨星的色球結構和色球活動資料；③根據橢圓軌道食雙星的近星點運動，推出有關恒星的內部密度分布特點；④根據兼為食雙星的新星的觀測資料，通過對X射線食雙星的多方研究，以及通過對包含脈動變星的食雙星和包含耀星的食雙星等的探索，了解到有關新星、X射線星、脈動變星和耀星的一係列物理特性；⑤研究了有關的X射線星是否為中子星的問題；⑥測得了相接食雙星如仙王座VW、天鵝座V729的X射線，1979年發現了有射電食的食雙星如蠍虎座AR，這兩項發現為食雙星研究開拓出新的領域；⑦對星協與星團中的食雙星的研究，並且同食雙星所在星協、星團的年齡、化學成分等聯係起來，為這些恒星群的研究提供有效線索；⑧在各類雙星中，食雙星是當前能夠測得的最遠的一類雙星，在其他星係中發現的食雙星為星係的研究開辟了獨特的途徑。