日食和月食都是自然界的一种现象。随着社会生产实践活动的发展以及科学的进步，人类不仅对日食和月食有了正确的认识，而且还进一步掌握了日食和月食发生的规律，并能对日食和月食发生的时间以及见食的地点做出精确的预报。
日食和月食的基本原理
日食的发生与太阳、地球、月亮的运动有着密切的关系。地球围绕太阳运行，月亮则围绕地球运行。这样，太阳、地球和月亮三者在天空的位置也就时刻在变化着。地球和月亮都是自身不发光而又不透明的球体，地球和月亮在太阳光的照射下，都会拖着一条长长的影子。当月亮运行到太阳和地球之间时，从地球看去，日、月在同一方向（朔），这时，如果日、月、地三者恰好或几乎在一条直线上，月影就会扫到地球表面，被月影扫过的地区，人们就会看到日食。显然，日食必定发生在朔，即农历的初一。但不是每次朔都发生日食，因为在朔日的时候，月亮虽然位于太阳和地球之间，但日、月、地三者不一定恰好或几乎成一直线，这是因为月亮绕地球转动的轨道平面（白道面）和地球绕太阳公转的轨道平面（黄道面）并不重合，而是有一个平均为5°09′的交角。所以，只有当月亮运行到黄道和白道的升交点和降交点附近时，才有可能发生日食。
月食的基本原理和日食类似。当月亮运行到和太阳方向相反的位置，从地球看去，日、月方向相差180°（望），这时，如果日、地、月三者恰好或几乎在一条直线上，那么，月亮就会走进地球的影子里，使得部分月面或整个月面照射不到太阳光，这就是月食。显然，月食必定发生在望，即农历的十五或十六。但并不是每次望日都发生月食，只有在望日时月亮运行到白道和黄道的交点附近才会发生月食。
日食和月食的种类
日食有三种类型：日全食、日环食、日偏食。日全食时月亮将整个太阳圆面遮住；日环食时月亮只遮住太阳圆面的中心部分，而在太阳圆面的边缘还露出像光环似的一圈；日偏食则是月亮只遮住了太阳圆面的一部分。
为什么会有三种类型的日食现象发生呢？
前面已经讲过，月亮在太阳光的照射下会在背着太阳的方向上产生一个影子。月亮的影子可以分为本影、半影和伪本影三个部分。如果月亮本影锥扫过地球表面，那么在本影区内，太阳射向月亮的光线全部被遮住，因此在这一区域的人们就会看到太阳的整个圆面被月亮遮住的日全食现象。如果是半影扫过地面，则在半影区内，太阳射向月亮的光线一部分被月亮遮住，在这一区域的人们就会看到日偏食现象。如果是伪本影扫过地面，那么在伪本影区内，太阳中心部分射来的光线被月亮挡住，但太阳边缘部分射来的光线却未被遮挡，因此在伪本影区内的人们就会看到太阳中央部分被遮，而太阳四周只留下一窄圈光环的日环食。
为什么有时是本影锥扫过地面，有时是半影锥扫过地面，而有时又是伪本影锥扫过地面呢？这是由于日食发生时，地球、月亮、太阳互相的距离变化造成的。我们知道，地球围绕太阳运动的轨道不是正圆形，而是椭圆形。同样，月亮绕地球运行的轨道也是椭圆形。所以，太阳、地球、月亮三者的相互距离随时在变化。月亮离太阳远，月亮的本影锥长；月亮离太阳近，月亮本影锥短。计算表明，月亮本影锥最长可达379660千米，最短时是367000千米，平均长度为373330千米，而月亮到地面的距离平均为375020千米，最近时为350320千米，最远时为400320千米。因此，当月亮的本影锥长度超过月亮和地球的距离时，本影锥就扫过地球的表面，被本影锥扫过的地带（叫全食带）的人们就看到日全食。半影锥扫过的区域则只能看到日偏食。但是，如果月亮本影锥的长度小于月亮和地球的距离时，本影锥就扫不到地球表面，而是由本影锥尖端延长出来的伪本影锥扫到地面，这时被伪本影锥扫过的地带（叫环食带）的人们就会看到日环食。
月食只有月全食和月偏食两种。因为地球的本影锥很长（最短也有136万多千米），这比月亮和地球之间的最大距离还要大得多，所以发生月食时，月亮只能进入地球的本影内，如果月亮只有一部分进入到地球本影内，即月面只有一部分被遮住，这就是月偏食。如果月面整个被地球本影遮住，这就是月全食。月亮进入地球半影以内，叫做半影月食，发生半影月食时，月面亮度稍微减弱，人眼不易察觉，通常不把半影月食算作月食。
由于月亮是自西向东绕地球转动的，所以在发生日食时，总是太阳的西边缘开始被月亮遮住，并慢慢向东边缘发展。一次日全食的全过程共分为五个阶段：即初亏、食既、食甚、生光、复圆。月面的东边缘和日面的西边缘相外切时称为初亏，即日食过程开始的时刻；初亏过后，当月面东边缘与日面的东边缘相内切时称为食既，这是日全食开始；食既以后，当月面的中心和日面的中心相距最近时称为食甚（对偏食来说，食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻）；当月面的西边缘和日面的西边缘相内切的瞬间称为生光，这是日全食结束的时刻；生光之后，月面继续移离日面，当月面的西边缘与日面的东边缘外切时称为复圆，日食的全过程到此结束。日偏食时只有初亏、食甚和复圆三个阶段。日环食则与日全食一样，包括初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段。
月食时总是月亮的东边缘首先进入地影，当月亮与地球本影第一次外切时，这标志着月食的开始，称为初亏；初亏之后月亮慢慢进入地球本影内，当月亮与地球本影第一次内切时标志月全食开始，此时叫食既；当月亮圆面的中心与地球本影中心最接近的瞬间，称为食甚；食甚过后，月亮慢慢在地球本影内移动，当月亮与地球本影第二次内切时，标志着月全食的终结，称为生光；生光之后，月亮逐渐离开地球本影，当月亮与地球本影第二次外切的瞬间，标志着月食整个过程的完结，称为复圆。所以，月全食也同样有五个阶段：即初亏、食既、食甚、生光、复圆。而月偏食则只有初亏、食甚和复圆三个阶段。
我们在日食和月食的预报中，常常会看到“食分”这样一个词，它用来表示食甚时日面或月面被遮掩的程度。对于日偏食，食分是指日面被遮去部分和日面直径之分。以太阳的直径作为1，如果食分为0．5，就表示太阳的直径被遮去了一半。对于全食或环食，食分是月面直径与日面直径之比，很显然，日全食的食分总是大于或等于1，日环食的食分小于1。对于月偏食，食分是指在食甚时月亮直径被遮的多少和月亮直径之比。如果食分为0．7，那么就表示月亮的直径被遮去十分之七。对于月全食，食分指月亮直径进入地球本影部分与月亮直径之比，所以月全食时，食分大于1或等于1。
日食和月食的规律与周期
由于月亮围绕地球运动的轨道面（白道面）和地球围绕太阳运动的轨道面（黄道面）有平均5°09′的夹角，所以朔的时候，月亮有时在太阳上方通过，有时在太阳下方通过，并不发生日食。望的时候，月亮有时在地影的上方通过，有时在地影的下方通过，并不发生月食。只有当朔或望的时候，太阳、月亮在黄白交点附近才会发生日、月食。由于太阳、月亮的视直径都在半度左右，所以当太阳距交点一定角距离内（限角），朔时，太阳就可能被月球遮掩而发生日食。同理，望时，月亮就能进入地影而发生月食。这时，太阳距交点的角距离叫作食限。由于月亮和太阳的视直径随着它们和地球的距离的变化而有时大些，有时小些，而且黄白交点也有变化，所以食限也有所变动。根据计算，日食限角最大为17．9°，最小为15．9°，就是说，朔的时候，太阳离开交点的角距离大于17．9°时，地球上任何地方都不会看到日食；当自食限角小于15．9°时，地球一定在某个地方能够看到日食。当太阳距交点的角距离在15．9°和17．9°之间可能发生日食，也可能不发生日食。同理，望的时候，月食最大限的角距离大于11．9°时，地球上任何地方都不会看到月食；太阳离开交点的角距离小于10°时，地球上一定在某个地方能够看到月食。月食食限在10°和11．9°之间时，是否发生月食，需精密计算才可知道。
由于黄白交点有两个，太阳在一个历年内通过升交点、降交点各一次，所以一年中有两个时期会发生日食和月食，发生日、月食的时期叫作食季。日食食限约18°，太阳作周年视运动从交点以西18°运行到交点以东18°，约需36天，所以日食的每一食季为36天。对于月食而言，月食食限为12°，所以月食的每一食季只有24天。日食季是36天，这比朔望月的长度29．5306天要长，因此在一个日食季内必定会发生一次日食；一年内至少发生两次日食，如果每一食季中包含两个朔日（食季始即是朔日，食季尾必有朔日），则会发生两次日食，一年就会有四次日食发生。由于月食食季只有24天，比朔望月的平均长度29．5306天短，月食季内可能含有一个望日，也可能不包含望日。就是说一年内可能有两次月食，也可能一次月食都不发生。
如果黄白交点是不变的，那么食季也就在每年相同的一段时间内。但是，事实上黄白交点是变动的，交点的位置每年自东向西移动19．4°，每18．6年在黄道上运行一周。太阳是自西向东在黄道上作周年视运动的，就是说交点迎着太阳运行。这样一来，当太阳从一交点起经过另一交点再回到原来交点运行一周所用的时间，比太阳在黄道上运行一周的时间要短19天，为346．62天（叫交点年，也叫食年）。所以食季平均每年提早19天。由于食年比回归年要短19天，所以在一历年内太阳可能三次经过交点。例如，1月1日通过升交点，半年之后通过降交点，到了年末再一次通过升交点，即是说一年内有两个半食季，这时一年中可能发生7次日、月食（5次日食、2次月食，或4次日食、3次月食）。一年中日食次数比月食次数多。对于地球某一地点，实际上看到的月食次数比看到日食的次数多，这是由于发生月食时，背着太阳的半个地球都可看到。而发生日食时，月亮影锥只扫过地球上一个狭窄的地带，只有日食带内的人才能看到日食。尤其是全食带只有200多千米宽，有时大部分在大洋地区，因此很少有人能看到日全食。一个地方平均要二三百年才能看到一次日全食。