无需太多的计算，就可精确获得日月食的主要特点。日食情况是比较复杂，在地面上不同的观测位置，事件发生的时间是不同的。而对于月食，所有的观测者将在同一时刻看到相同的月相。
由于这个原因，我们将不考虑各地的日食情况。有兴趣的读者可以使用贝塞尔根计算各地的日食情况。贝塞尔根数出版在每年的《天文历书》(1981年开始更名为《天文年历》)，公元-2003年到+2526年所有日食的贝塞尔根数可以在Mucke和Meeus[1]的著作中找到。Meeus[2]已发表了现代的精确的贝塞尔根数。这两本著作给出了贝塞尔根素以及他们所用的公式，并含有数值范例。
Espenak出版了一部著作[3]，给出了1986到2035年的日全食(或日环食)的路径，并带有那个时期所月日食的漂亮的的世界地图。然而，这本著作不包含贝塞尔根数，所以它不提供计算额外数据的可能性，如，无法计算全食或环食路径之外的当地日食情况。
让我们提一下Stephenson和Houlden的一本著作[4]，它包含了公元前1500到公元1900年可见日全食和日环食的数据及章节。
首先，利用公式(49.1)和(47.3)计算平新月和平满月时刻(JDE)。记住，对于新月(日食)，k必须是一个整数，对应满月(月食)，k为整数加0.5。
然后，利用公式(47.4)到(47.7)计算此时的角度M、M'、F和Ω，并利用公式(45.6)式计算E.
F的值将给出发生日食或月食的首要信息。如果F与整倍数的180度的差值小于13°.9，那么肯定要发生日月食，如果大于21°.0，那就没有日月食。如果在这两个值之间，则不能确定是否有日月食，还须进一步检查。可以使用以下规则：如果|sin F|>0.36，则没有日月食。
注意，在一个阴历月以后，F增加了30°.6705。
如果F接近0°或360°，那么日月食出现在升交点。如果F接近180度，那么食点出现在月亮轨道的降交点。计算：
那么，要取得最大食的时间(对于地球一般是日食)，使用(47.1)平会合时间加上以下修正(单位是天)。
当然，如果需要高精度，不能使用这个算法。在公元1951到2050年的221个日食，这种方法计算最大食的平均误差是0.36分钟，最大误差是1.1分。
然后计算：
日食
在日食情况下，γ表示月影轴到地心的最小距离，单位是地球赤道半径。注意，月影轴是一条线，地心是一个点，最小距离指点到线的最小距离。当月影轴经过地心以南时，γ为正，经过地心以北时γ为负，当γ在+0.9972到-0.9972时，日食中心是：在地球表面上存在一条日食中央线，影轴在地表经过的那条线。
u表示月亮影锥在基平面上的半径，单位也是地球半径。基平面指：经过地心并且垂直月亮影轴的平面。半影锥在基平面上的半径是 u + 0.5461
如果|γ|在0.9972到1.5433+u之间，则没有日食中心，是一个部分食。不过，当|γ|在0.9972到1.0260之间的时候，影锥的一部分可能触及地表(在地球两极地区)，而锥轴则没有碰到地球。当0.9972<|γ|<0.9972+|u|时，是没有中心的全食或环食(因锥轴不经过地表，所以没有中心)。在1950到2100年期间，有7次这种类型的日食：
如果|γ|>1.5433+u，在月球表面上看不到日食。
对于有中心的日食，食的类型由以下规则决定：
如果 u<0，是全食
如果 u>+0.0047，是环食
如果 u介于0到+0.0047，是环食或全环食
［注：全环食是混合食，上述的食的中心线附近的区域常称为食带，在这一食带上，有的地方是全食，有的地方即是环食，这种情况是混合食］