日本大百科全書(ニッポニカ) 「日食」の意味・わかりやすい解説
日食
にっしょく
solar eclipse
日食の原理
日食は、太陽が月によって隠される現象である。日蝕とも書く。太陽全部が隠される皆既食（皆既日食）、一部分が隠される部分食（部分日食）、太陽が黒い月の縁に沿ってリング状にはみ出す金環食（金環日食）がある。日食のときは、太陽―月―地球がほぼ一直線に並び、太陽による月の影が、地上に投影される。本影（太陽面からの光がまったく届かない影）が地上に達するとき、本影内では皆既食、半影（太陽面からの一部の光が届いている影）の地域では部分食、本影が地球に達しないときには金環食となる。
地球は太陽の周りを1年で1周しているが、その軌道面を黄道面という。一方、月は地球の周りを29.53日（朔望月(さくぼうげつ)）で1周していて、その軌道面を白道面という。いま、地球を中心にして大きな天球を考えると、地球から見る太陽は黄道を動き、月は白道を動く。太陽は1年かけて黄道を1周し、月は29.53日かけて白道を1周する。
天球上で黄道と白道とは約5度8分傾いているが、その交点近くに太陽と月が来合わせたときに日食がおこる。太陽も月も、見かけの大きさ（視直径）は約0.5度であるので、交点から少し離れた位置にあっても太陽と月が重なり、日食となりうる。このいわば日食限界を通過するのに、太陽はほぼ31日かかる。月は29.53日で白道を1周するので、交点から遠い端で日食がおきると、ゆっくり動く太陽にふたたび追いついて日食がおきる。したがって、この日食限界では、1回または2回日食がおこることがあり、2回のときには、どちらも部分日食となる。皆既食や金環食は、太陽も月も交点近くに来合わしたときのみである。
地球は太陽から一定の距離にはなく、1月上旬にもっとも近づき（近日点）、7月上旬に（遠日点）もっとも遠ざかる。それにしたがって、太陽の見かけの大きさ（視直径）は、角度の31度28分から32度32分と変わる。月と地球との距離も一定ではなく、月の視直径は角度の29度23分から33度32分と変動する。したがって、月の視直径が太陽よりも大きいときや小さいときがある。大きければ、本影内では皆既食となり、半影の地域では部分食となるが、逆に小さいと、金環食や部分食となる。現在月は地球の潮汐作用の影響（角運動量保存）により、地球から1年に3.8センチメートルずつ遠ざかっている。遠い将来は月が小さくなり、皆既食が見られなくなる。
［日江井榮二郎］
予報
昔の人々は、夜空の星々や太陽・月、惑星などの運行を眺めて、その周期性から、天体の運行をつかさどる法則を求める努力し、暦がつくられた。暦法は、社会の活動を整え、農業・牧畜には欠かせないものである。中国の夏王朝のとき日食がおきたが、その予報をしなかった天文官が皇帝の怒りをかい、死罪になったと伝えられている。日食がおきる周期性を知り、その予報を行おうとする努力により、各時代における暦法が改良されていった。
紀元前500年ごろに、今日、サロス周期として知られている日食の周期性が発見された。これは、18年11日の日食の循環周期であるが、このような周期性を見つけるのには、数百年以上にわたる詳しい日食の記録が役だった。中国でも漢の時代には、135か月という食の周期を知るようになり、これにより日食を予報していた。
月は太陽の引力だけではなく、地球や他の惑星の引力の影響も受けるので、その運動理論は複雑である。しかし現在では、コンピュータにより日食時の接触時刻は0.1秒の精度で求められている。月縁には凹凸があるので、それの平均的な球面として計算しているが、実際には、月縁に見える深い谷では予想値から、1～2秒、遅れることがある。ダイヤモンド・リングはこのような谷で見られることになる。
現在の暦に採用されている月と地球の運動理論をもとにして紀元前2000年から紀元3000年の期間を考えると、その間に1万1898回の日食がおこり、その頻度は部分食35.3％、金環食33.2％、皆既食26.7％、金環―皆既食（同じ日食でも場所により金環食であり、別の地域では皆既食となる）4.8％であり、皆既食は平均1.6年に一度おこることになる。最長の皆既食の継続時間は、2186年7月16日の7分29秒となる。
［日江井榮二郎］
日食の観察と撮影方法
日食の観察には、濃いサングラス、双眼鏡、時計、カメラ、録音装置を用意する。必ず、サングラスやフィルターなどを使い、皆既中以外は、裸眼で見ないようにする。
第一接触（太陽の西側の縁と月とが最初に接する）後、徐々に太陽が月に隠されていく。木漏れ日を見ると、太陽の一部が欠けた部分食の像が見られる。第二接触（太陽の東側の縁と月とが接する）近くになると肌寒くなり、物の影がなくなってくる。
皆既（太陽が完全に隠される）になる10秒ほど直前にはシャドウ・バンドという淡い濃淡のある波が地上を走る。これは気象条件により見えたり、見えなかったりする。このときには、サングラスやフィルターを外してよい。鎌形(かまがた)に細くなった太陽の縁には、月の谷間から漏れる太陽光が、数珠(じゅず)のように連なって見える。これを「ベイリーの数珠」とよぶ。数珠と数珠との間には、紅色の彩層が見えだし、また、内部コロナが見えてくる。
明るい星も見えだす。空の暗さ、天頂から地平線までの色合いの変化、地平線全体の夕暮れのような異様な風景が特徴的である。そして完全に太陽が月に隠されたときのコロナは裸眼でも観察できる。双眼鏡を使えば、紅色の彩層、プロミネンスの形状、コロナ全体の姿やその筋構造を見ることができる。皆既が終わって、直後に月の本影が、マッハ数約3～4で東の方向に飛んで行く。そしてだんだんと明るくなり、地上に光が満ちてくる。
日食時のコロナ像を記録に残そうとするときには、(1)コロナを含めた全体の風景のようす、(2)部分食から皆既までの太陽像、(3)コロナ全体、(4)コロナの一部、を画像にするなどの方法がある。いずれの場合も露出時間をあらかじめ決めておき、撮影のプログラムをつくっておく。コロナの明るさ（輝度）は、ほぼ満月の明るさに等しいので、満月を撮影して露出時間を設定しておく。微細なコロナを撮ろうとするときには、大写しにしなければならないので、撮影レンズの焦点距離と視野の大きさは、あらかじめ決めておく。満月の撮影で決めた露出時間の値よりも、16分の1や4分の1倍だけ少なめに撮影し、さらに4倍や16倍の露出オーバーでも撮影し、あとでコンピュ―タ処理してコロナ画像を得る方法がよい。ベイリーの数珠を撮影するときには、濃度の濃いフィルター（減光フィルター4～5。太陽面の明るさが満月の明るさ程度になる濃度のフィルター）をレンズの前につけて撮影する必要がある。このときの露出時間は、やはり、同じ濃いフィルターをつけてあらかじめ太陽面の撮影をしておき、その適正露出の約2倍の露出時間で撮影をする。ただし、コロナ撮影のときには、濃いフィルターをはずすのを忘れないようにする。また、部分食のときに、濃いフィルターをつけないで太陽に向けるとCCDを焼いてしまうので注意すること。カメラを使って撮影するときには、三脚はできるだけ頑丈なものを使うことがたいせつである。
［日江井榮二郎］
日食の科学
化学元素のヘリウムは、1868年に、皆既食で初めて観測された元素であるため、ギリシア語のhelios（太陽）ということばから名づけられた。地上にもヘリウムが存在することがわかったのは、それよりも27年後だった。また、アインシュタインの相対論によると、太陽のような強い重力場では空間が歪(ゆが)み、太陽の縁近くをよぎる星は、1.75秒角だけ本来の位置から遠ざかって見えることになる。1918年5月9日の皆既食でイギリスのエディントンらがそれを検証した。現在も皆既食のたびに、彩層やコロナの物理的な状態や、コロナ加熱の未解決の問題をあきらかにするために観測が続けられている。
［日江井榮二郎］
古来の記録
日食現象は天変の一大事件であり、いずれの国でも記録されてきた。中国では、日食は、国の政治に対する天のいましめとして重要視されていた。『書経』に記述されている日食は、いまから約4000年前と推定されている。
またバビロンには紀元前1375年、ウガリット（地中海東岸、現在のシリア）における日食の記録がある。
紀元前585年5月28日、皆既食が小アジア（現在のトルコ）でおこった。このとき、リディアとメディス両王国が戦争をしていたが、突如として日中に暗くなったため、これは神の怒りと信じられて和議が成立したと記録にある。日本では、『日本書紀』に推古天皇36年3月2日（628年4月10日）の日食のことが記述されていて、同じ日食が唐の太宗の貞観2年3月戌申朔にも記録されている。
太陽、地球、月の運動理論から、過去にさかのぼって、いつ、どこで日食がおこったかがわかるはずであるが、古文書に残された日食の記録と照合しても一致しない。しかし、地球の自転速度が昔は今よりも速かったと考えれば、よく合致することがわかってきた。地球の自転速度は、紀元前700年では1年は現在よりも2万秒も速く、紀元1年では1万秒、紀元1000年では2000秒速かったと考えられ、しかも自転速度の遅れは一様ではなく、数百年でうねりがあるらしいことがわかった。
［日江井榮二郎］
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