食（英语：Eclipse），亦称蚀，是一种天文事件，可以是一个天体进入另一个天体的影子，或是从观测者和另一个天体之间穿越，而造成暂时的遮蔽现象。食是一种朔望的型态。“食”这个字最常用在日食－月球的影子掠过地球的表面，或月食－月球进入地球的阴影内。然而，这个字眼也可以用在地月系统之外的事件：例如，某行星进入它的一颗卫星所造成的影子内，或是卫星进入它的母行星的阴影内，或是一颗卫星进入另一颗卫星的影子内。在联星系统，当它的轨道平面和观察者横切时，也可能发生食的现象。
当两颗天体在恒星的同一侧，像是行星和卫星，并且三者被排列在一条直线上时，食就会发生。比较靠近恒星的天体所产生的影子会落在较远的天体上，使抵达后者表面的光度下降。辐射的星光完全被遮蔽掉的区域称为本影，只有部分被遮蔽掉的区域称为半影。
当观测者在掩蔽者的本影内时，会发生全食。全食的最大阶段会发生被掩蔽者完全被遮蔽的现象。在本影之外，掩蔽者只遮掉了来自光源的部分光线，将形成偏食。延伸在遮蔽者本影之外的阴影区域称为半影，日食时在半影区域内的观测者会认为月球看起来比太阳小。
对一个球体，当遮蔽者比恒星（光源）小时，本影会形成角锥，它的长度（） 为：
此处是恒星的半径，是遮蔽者的半径，而是两者之间的距离。地球影锥的平均长度等于1.384×106 公里，远大于地球与月球3.844×105 公里的平均距离，截面积也大于月球的截面。因此，月食时影锥可以将月球完全笼罩住。如果遮蔽者有大气层，那么有些星光会被折射进入本影区域内，这就会发生，例如，在月全食下的月球仍然会有泛著暗淡的微弱红光的现象。
天文学上的凌也是一种对冲点的形式，但描述的情况有所不同，但较近观测者的天体明显的远小于较远的天体。同样的，掩星也是一种对冲点的形式，但是较近天体的视直径远大于较远天体的视直径，并且当事件进行时较远的天体会完全被遮蔽。
食的周期是将一系列的食用某一个时刻分开的时间间隔，当天体的轨道运行至再度出现某种和谐的模式时，周期就出现了。一个特殊的实例是沙罗周期，这就是经过6,583 天或比18年多一点的时间，日食或月食就会重复再出现，但是因为这个周期带有畸零的天数，所以接续的食会发生在不同的地点上。
只有当地球、月球和太阳几乎在一条直线上时，才可能发生食，在太阳照射下的阴影在会投射在被食的天体上。因为月球轨道平面（白道）相对于地球的轨道平面（黄道）是倾斜的，食只能在这两个平面交会的交点附近发生。太阳和地球每年有两次与交线排列成一直线，因此围绕着这个时间点，每年有两个月的时间可以发生食，而在一个历年中可以发生4次至7次的食。根据各式各样食的重复出现，就可以订出不同的周期，沙罗周期就是其中的一种周期。
太阳被月球食的现象称为日食。日食的记录从古老的时期就被保留了，在叙利亚出土的泥板块就曾记录了公元前1375年的一次日食；而保罗·格里芬则认为爱尔兰的一块石板上记录了公元前3340年11月30日的一次日食；中国历史上记录的日食超过了4000年以上，并且被用来测量地球自转速度的变化速率.。日食时间的记录也可以用来编排历史纪录年代的先后次序。
日食的种类取决于在事件发生时地球与月球之间的距离。在月球的本影投射到的地球表面上会出现日全食，当本影不能投射到地球上时，月球不能将太阳完全遮掉，而会在边缘出现一圈光环，这就是日环食；偏食则是在半影区内看见的现象。
日全食只能在一条狭窄的轨迹上被观察到，相对来说是短暂与简短的事件。即使在最佳的环境下，日全食持续的时间只有7 分40 秒的时间，并且能看见的轨迹也只有250公里的宽度。但能看见偏食或全食的区域就大了许多，因为月球的本影以1,700 公里/小时向东移动，直到不再投影到地球表面为止。
在日食的过程中，有时月球能够完美的遮蔽掉整个的太阳，这是因为从地球上看月球的视直径与太阳的视直径非常接近。其实，日食是一个错误的名称，这种现象的正确名称应该是太阳被月球遮蔽的掩日，或是地球被月球食的地食。
当月亮穿越地球的阴影时就会发生月食。因为这发生在月球远离太阳的地球外侧，所以只会出现在满月的时候。不同于日食的是，月食发生时几乎半个地球都能看见，因此对任何的一个的地点来说，月食比日食更为常见。月食持续的时间也比较长，完整的过程会经历数个小时，即使是全食的阶段也可以持续大约30分钟，甚至长达一小时以上。
月食有三种类型：当月球只经过地球的半影区域时，称为半影食；月球有一部分经过地球的本影时，称为月偏食；若月球整个都进入本影区域内，就称为月全食。月全食会经历所有的三个阶段，然而即使在全食的阶段，月球的表面也不会完全的黯淡无光。通过地球大气层的阳光会被折射进入地球的本影并且提供月球微弱的照明。和日落的情况一样，大气层会倾向于散射短波的光，因此被折射来照亮月球的光是长波的红光。
水星和金星因为没有卫星，所以不可能发生食，但是两者都会由太阳的前面掠过，形成凌日的现象。平均每世纪有3次水星凌日；金星凌日则是以8年的间隔成对发生，然后至少要过一世纪多的时间才会再出现下一对。
在火星，只可能发生日偏食，因为从火星的表面上看，在它们的轨道半径上，这两颗卫星的视直径都不够大，不足以完全遮蔽住太阳的盘面。然而，火星的月食不仅可能，而且非常频繁，每个地球年都会发生数百次。但是火卫一食火卫二仍是非常罕见的。从火星表面和轨道上都曾经拍摄到火星食的现象。
类木行星（木星、土星、天王星和海王星）都有许多卫星，因此经常发生食的现象。最醒目的是木星，它有4颗巨大的卫星和低的转轴倾角，因此这些天体会频繁的在行星巨大的阴影内进出，造成频繁的食相；凌的现象也会频繁的发生，经常可以看见巨大的卫星投射在木星云层顶端的圆形阴影。
一旦知道伽利略卫星的轨道元素，这些卫星被木星食的时间就可以准确的预测。1676年，奥勒·罗默预测11月16日的木卫一食的结束时间会比先前计算方法得到的结果早10分钟，他认为这种延迟是光波从木星传播到地球所需要花费的时间，因此最先证实光波以有限速度传播，并且估计出了光速。
对其他三颗类木行星，因为卫星轨道对行星轨道平面的倾角很大，食只能在轨道上的一些段落上发生。例如，泰坦的轨道平面对土星赤道大约倾斜1.6°，因此只有在轨道平面交会的两个点上才可能发生食。土星的公转周期是29.5年，因此大约每隔15年才可能有发生食的机会。
木星卫星食的时刻也被观测者用来计算地球上的经度。通过在地球上的标准经度（例如格林威治）对木卫食的时间预测，与观测者以精确的地方时观测的时间比较，因为每小时相当于15°的经度差，比较两者的时间差就可以换算得到观测者所在地的经度。这个技术在乔凡尼·卡西尼重新绘制法国的地图时就曾经使用过。
冥王星，有一颗在比例上非常巨大的卫星－凯伦，也有能发生食的时段，一系列的互食发生在1985至1990年间，这些日子中发生的事件使得我们第一次可以准确的测量这两个天体的物理参数。
联星系统包含了两颗绕着共同质心在轨道上运动的天体，这两颗恒星在太空中躺在共同的轨道平面上。当这两颗星的轨道平面在非常靠近观测者方向上排列成一直线时，就能观察到这两颗恒星相互交替的经过另一颗的前方。结果是造成一种称为食联星的外因变星。
食联星的最大光度等同于两颗星个别光度的总和。当其中一颗经过另一颗的前方时，这个系统的视光度会下降，一旦两颗星不再对齐在一起，光度就会恢复正常。
第一颗被发现的食联星是在英仙座的大陵五。这颗星平常的视星等是2.1等，但是每2.867天，这颗星的光度会降至3.4等9个小时。这是较暗的成员经过较亮的成员前方造成的。在1783年，约翰·古德利克向世人介绍了食联星导致天体光度变化的观念。