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日食は、月が地球と太陽の間を通過し、地球のごく一部から太陽の視界を完全にまたは部分的に遮るときに起こります。このような位置関係は、月の軌道面が地球の軌道面に最も近づく新月の食の時期に、およそ6か月ごとに発生します。[ 1 ]皆既日食では、太陽の円盤が月によって完全に遮られます。部分日食と金環日食では、太陽の一部のみが遮られます。月食は地球の夜側のどこからでも見ることができますが、日食は世界の比較的狭い範囲からしか見ることができません。そのため、皆既日食は平均して地球上のどこかで18か月ごとに発生しますが、特定の場所では360年から410年に1回しか発生しません。
月が地球と同じ軌道面にある完全な円形軌道を描いていたら、新月のたびに皆既日食が起こるだろう。しかし、月の軌道は地球の軌道に対して約5度傾いているため、月の影は通常地球に届かない。そのため、日食（および月食）は食の季節にのみ起こり、毎年少なくとも2回、最大5回の日食が起こるが、そのうち皆既日食は2回までである。[ 2 ] [ 3 ]皆既日食は、太陽と月の中心がより正確に一直線に並ぶ必要があることと、空における月の見かけの大きさが太陽を完全に覆うには小さすぎる場合があることから、より稀である。
日食は自然現象です。古代および現代の文化の中には、日食を超自然的な原因によるものと考えたり、不吉な前兆とみなしたりするものもありました。天文学者による日食の予測は、紀元前4世紀にはすでに中国で始まっており、現在では数百年先の日食も高い精度で予測できるようになっています。
太陽を直接見ると永久的な目の損傷につながる可能性があるため、皆既日食以外の時間帯に日食を観測する場合は、特別な目の保護具を使用するか、間接的に観測する技術が必要です。皆既日食は保護具なしで安全に観測できます。日食チェイサーやアンブラファイルと呼ばれる愛好家は、日食を見るために人里離れた場所へ旅行します。[ 4 ] [ 5 ]
右の図は、日食時の太陽、月、地球の並びを示しています。月と地球の間の濃い灰色の領域は本影で、太陽が月によって完全に隠されます。本影が地球の表面に接する小さな領域では、皆既日食が見られます。より広い薄い灰色の領域は半影で、部分日食が見られます。本影の外側の影の領域である反影にいる観測者は、金環日食を見ることになります。[ 6 ]
月の地球周回軌道は、地球の太陽周回軌道面（黄道面）に対して5度強の角度で傾いています。そのため、新月の時には、月は通常、太陽の北側または南側を通過します。日食は、新月が月の軌道が黄道面と交差する点（ノードと呼ばれる）のいずれかに近いときにのみ発生します。[ 7 ]
前述のように、月の軌道も楕円形です。月と地球の距離は、平均値から最大で約 5.9% 変動します。そのため、月の見かけの大きさは地球からの距離によって変化し、この影響が皆既日食と金環日食の違いにつながります。地球と太陽の距離も年間を通じて変化しますが、これは影響が小さいです (平均値から最大で約 0.85% 変動)。平均的には、地球から見た月は太陽よりわずかに (2.1%) 小さく見えるため、中心日食の大部分 (約 60%) は金環日食です。皆既日食は、月が平均よりも地球に近いとき (近地点付近) にのみ発生します。 [ 8 ] [ 9 ]
月は、固定された基準系に対して約27.3日で地球の周りを公転します。これは恒星月として知られています。しかし、1つの恒星月の間に、地球は太陽の周りを半分公転するため、新月から次の新月までの平均時間は恒星月よりも長くなります（約29.5日）。これは朔望月として知られており、一般的に太陰月と呼ばれるものに相当します。[ 7 ]
月は昇交点では黄道面の南から北へ、降交点ではその逆の方向へ移動します。[ 7 ]しかし、月の軌道の交点は、太陽の重力が月の運動に及ぼす影響により、徐々に逆行運動をしており、18.6 年ごとに一周します。この逆行運動は、月が昇交点を通過する間隔が恒星月よりもわずかに短いことを意味します。この期間は、交点月または交点月と呼ばれます。[ 11 ]
最後に、月の近地点は軌道上で前進または歳差運動しており、8.85年で一周します。近地点と次の近地点の間の時間は恒星月よりわずかに長く、近点月として知られています。[ 12 ]
月の軌道は黄道と180度離れた2つの交点で交わります。そのため、新月は1年に約6か月（173.3日）間隔で2回、交点付近で起こります。これらの期間は日食シーズンと呼ばれ、この期間中には必ず少なくとも1回の日食が起こります。時には、新月が2か月連続で交点付近で起こり、両方の機会に太陽を覆い隠す部分日食が起こることもあります。つまり、どの年でも必ず少なくとも2回の日食があり、最大で5回になることもあります。[ 13 ]
日食は、太陽が交点から約 15 ～ 18 度以内 (中心日食の場合は 10 ～ 12 度) にある場合にのみ発生します。これは日食限界と呼ばれ、太陽と月の見かけの大きさや速度が年間を通じて変化するため、範囲で示されます。月が交点に戻るまでの時間 (交点月) で、太陽の見かけの位置は交点に対して約 29 度移動します。[ 2 ]日食限界により最大 36 度 (中心日食の場合は 24 度) の機会の窓が作られるため、部分日食 (またはまれに部分日食と中心日食) が連続する月に発生する可能性があります。[ 14 ] [ 15 ]
中心食の間、月の本影（金環食の場合は反影）は地球上を西から東へ急速に移動します。地球も 赤道付近で毎分約28kmの速度で西から東へ自転していますが、月は地球の自転と同じ方向に毎分約61kmの速度で移動しているため 、本影は地球の地図上でほぼ常に、月の公転速度から地球の自転速度を引いた速度で、おおよそ西から東の方向に移動しているように見えます。[ 16 ]
中心日食のトラックの幅は、太陽と月の相対的な見かけの直径によって変化します。最も好ましい状況、つまり皆既日食が近地点に非常に近い場所で起こる場合、トラックの幅は最大267 km (166 mi)になり、皆既食の継続時間は 7 分を超えることがあります。[ 17 ]中心トラックの外側では、地球のはるかに広い領域で部分日食が見られます。通常、本影の幅は 100 ～ 160 km ですが、半影の直径は 6400 km を超えます。[ 18 ]
ベッセル要素は、日食が部分日食、金環日食、皆既日食（または金環日食と皆既日食の混合）のいずれになるか、また、特定の場所での日食の状況がどうなるかを予測するために使用されます。[ 19 ]：第11章
ベッセル要素を用いた計算により、地球表面における本影の正確な形状を決定できます。しかし、地球表面のどの経度に影が落ちるかは、地球の自転と、その自転が時間の経過とともにどれだけ減速したかによって決まります。日食予測では、この減速を考慮するためにΔTと呼ばれる数値が使用されます。地球の自転が減速すると、ΔTは増加します。地球の自転は不規則に減速しているため、将来の日付のΔTは概算でしか推定できません。つまり、遠い将来の特定の日付に皆既日食が起こることを予測することは可能ですが、遠い将来にその日食がどの経度で皆既日食となるかを正確に予測することはできません。日食の過去の記録から、過去のΔTの値、ひいては地球の自転の値を推定することができます。 [ 19 ]：式11.132
皆既日食の継続時間を決定する要因は以下のとおりです（重要度の高い順）：[ 20 ] [ 21 ]
これまでに計算された最も長い日食は、 2186年7月16日の日食（ガイアナ北部で最大7分29秒）である。[ 20 ]
太陽から地球までの距離は月までの距離の約400倍であり、太陽の直径は月の直径の約400倍である。これらの比率がほぼ同じであるため、地球から見た太陽と月はほぼ同じ大きさに見える。角度で約0.5度である。 [ 22 ]
月の地球周回軌道はわずかに楕円形であり、地球の太陽周回軌道も同様である。そのため、太陽と月の見かけの大きさは変化する。[ 23 ]日食の規模は、日食中の月の見かけの大きさと太陽の見かけの大きさの比である。月が地球に最も近い位置（近地点付近）にあるときに起こる日食は、月が太陽の明るい円盤または光球を完全に覆うほど大きく見えるため、皆既日食となる。皆既日食の規模は1.000以上である。逆に、月が地球から最も遠い位置（遠地点付近）にあるときに起こる日食は、月が太陽よりわずかに小さく見えるため、金環日食となる。金環日食の規模は1未満である。[ 24 ]
地球の太陽の周回軌道も楕円形であるため、地球と太陽の距離は年間を通して同様に変化します。これは太陽の見かけの大きさに同じように影響しますが、月と地球の距離の変化ほどではありません。[ 22 ]地球が7月上旬に太陽から最も遠ざかるときには皆既日食がやや起こりやすく、一方、地球が1月上旬に太陽に最も近づくときには金環日食が起こりやすい条件となります。[ 25 ]
日食には主に3つの種類があります。[ 26 ]
皆既日食は平均して18ヶ月ごとに発生し[ 27 ]、月の暗いシルエットが太陽の明るい光を完全に覆い隠し、はるかに暗い太陽コロナが見えるようになります。日食の間、皆既食は地球表面の狭い帯状領域でのみ発生します[ 28 ]。この狭い帯状領域は皆既帯と呼ばれます[ 29 ] 。
金環日食は、皆既日食と同様に、太陽と月が地球と一直線に並んだときに起こります。しかし、金環日食では、月の見かけの大きさが太陽を完全に覆い隠すほど大きくありません。[ 22 ]そのため、皆既日食は起こらず、代わりに太陽は月の暗い円盤を取り囲む非常に明るい環、つまり環状に見えます。 [ 22 ]金環日食は毎年ではなく、1～2年に1回起こります。[ 27 ] [ 30 ]この用語は、「年」を意味するannusではなく、「環」を意味するラテン語のanulusに由来しています。[ 30 ]
部分日食は、太陽と月が地球と一直線上に並ばず、月が太陽を部分的にしか覆い隠さないときに、年に約2回発生します。 [ 27 ]この現象は通常、金環日食や皆既日食の軌道外にある地球の大部分から見ることができます。しかし、本影が地球の極域の上空を通過し、地球の表面と交差しないため、部分日食としてしか見られない日食もあります。[ 22 ]部分日食は、太陽の明るさに関してはほとんど気づかれません。暗くなるのに90%以上覆われる必要があるからです。99%覆われたとしても、市民薄明よりも暗くなることはありません。[ 31 ]
ハイブリッド日食（金環日食/皆既日食とも呼ばれる）は、皆既日食と金環日食の間を行き来する日食です。地球表面のある地点では皆既日食のように見えますが、他の地点では金環日食のように見えます。ハイブリッド日食は比較的まれです。[ 22 ]
ハイブリッド日食は、日食の規模がイベント中に1未満から1より大きい値に変化するときに発生します。そのため、地球の両側が月からわずかに離れているため、日食は中心点に近い場所では皆既日食のように見え、開始と終了に近い他の場所では金環日食のように見えます。これらの日食は、完全な皆既日食と比較して、経路の幅が非常に狭く、どの地点でも継続時間が比較的短くなっています。 2023年4月20日のハイブリッド日食の皆既日食は、皆既経路上のさまざまな地点で1分以上続きます。焦点のように、皆既日食と金環日食の幅と継続時間は、両者が変化する地点でほぼゼロになります。[ 32 ]
「中心食」は、皆既日食、金環日食、またはハイブリッド日食の総称として使われます。[ 33 ]しかし、これは完全に正しいとは言えません。中心食の定義は、本影の中心線が地球の表面に触れる日食です。
まれではあるが、本影の一部が地球と交差し（これにより金環日食または皆既日食が発生する）、中心線と交差しない可能性がある。これは非中心皆既日食または非中心金環日食と呼ばれる。[ 33 ]ガンマは影が中心に当たる度合いを示す尺度である。前回の（本影日食ではあるが）非中心日食は2014年4月29日であった。これは金環日食であった。次の非中心皆既日食は2043年4月9日である。[ 34 ]
皆既日食中に観測される視覚的な段階は次のように呼ばれます。[ 35 ]
皆既日食はまれな現象で、地球上のどこかで平均して 18 か月ごとに発生しますが[ 37 ]、特定の場所では平均して 360 ～ 410 年に一度しか発生しないと推定されています[ 38 ] 。皆既日食は、月の本影が1700 km/h (1100 mph; 470 m/s; 1500 ft/s)以上の速度で東に移動するため、どの場所でも最大で数分しか続きません[ 39 ]。現在、皆既日食は 7分 32秒を超えることはありません。この値は千年紀ごとに変化し、現在は減少しています。8 千年紀までに、理論的に可能な最長の皆既日食は 7分 2秒未満になります[ 20 ] 。7分を超える日食が最後に発生したのは1973 年 6 月 30 日(7 分 3 秒) でした。コンコルド超音速機に搭乗した観測者たちは、月の本影の経路に沿って飛行することで、この日食の皆既食を約74分まで延長することができた。[ 40 ] 7分を超える皆既日食が次に起こるのは2150年6月25日である。紀元前3000年から少なくとも西暦8000年までの1万1000年間で最長の皆既日食は2186年7月16日に起こり、皆既食は7分29秒続く。[ 20 ] [ 41 ]比較のために、20世紀で最長の皆既日食は1955年6月20日に7分8秒で起こり、 21世紀には7分を超える皆既日食は起こらない。 [ 42 ]
日食周期を利用して他の日食を予測することも可能です。サロス周期はおそらく最もよく知られており、最も正確な周期の一つです。サロス周期は6585.3日（18年強）続くため、この周期の後にはほぼ同じ日食が起こります。最も顕著な違いは、経度方向で約120°（0.3日分）の西方向へのずれと、緯度方向でわずかなずれ（奇数周期では南北方向、偶数周期ではその逆）です。サロス周期は常に地球の極付近での部分日食から始まり、金環日食または皆既日食の連続を経て地球上を移動し、反対側の極付近での部分日食で終わります。サロス周期は1226年から1550年続き、69回から87回の食があり、そのうち約40回から60回が中心食である。[ 43 ]
毎年2回から5回の皆既日食が発生し、少なくとも1回の日食シーズンがあります。 1582年にグレゴリオ暦が制定されて以来、5回の皆既日食があった年は1693年、1758年、1805年、1823年、1870年、1935年です。次の日食は2206年です。 [ 44 ]平均すると、1世紀あたり約240回の皆既日食があります。[ 45 ]
地球上で皆既日食が見られるのは、偶然の出来事が重なったためです。地球上でも、今日人々がよく知っている日食の多様性は、（地質学的時間スケールで見ると）一時的な現象です。数億年前、月は地球に近かったため、見かけ上大きく見え、すべての日食は皆既日食か部分日食であり、金環日食はありませんでした。潮汐加速により、月の地球周回軌道は 毎年約 3.8 cm ずつ遠ざかっています。数百万年後には、月は太陽を完全に覆い隠すには遠すぎるため、皆既日食は発生しなくなります。同じ期間に、太陽はより明るくなり、より大きく見えるようになるかもしれません。[ 46 ]地球から見て月が太陽全体を覆い隠せなくなる時期の推定値は、6億5000 万年[ 47 ]から14 億年後まで幅があります。[ 46 ]
太陽の光球（太陽自体の明るい円盤）をほんの数秒間でも直接見ると、光球が放出する強烈な可視光線と不可視光線によって、眼の網膜に永久的な損傷を与える可能性があります。この損傷は、失明に至るまで視力障害を引き起こす可能性があります。網膜は痛覚を持たず、網膜損傷の影響は数時間後に現れることがあるため、損傷が発生しているという警告はありません。[ 48 ] [ 49 ]
通常、太陽は非常に明るいため、直接見つめることは困難です。しかし、日食中は太陽の大部分が覆われるため、見つめやすく、また見つめたくなる誘惑に駆られます。日食中に太陽を見ることは、日食以外の時に太陽を見るのと同様に危険です。ただし、太陽の円盤が完全に覆われる皆既日食の短い期間（皆既日食は皆既日食の時のみ、ごく短時間のみ発生し、部分日食や金環日食では発生しません）は例外です。双眼鏡、望遠鏡、あるいは光学カメラのファインダーなど、いかなる光学機器を通して太陽の円盤を見ることも非常に危険であり、ほんの一瞬のうちに不可逆的な眼の損傷を引き起こす可能性があります。[ 50 ] [ 51 ]
部分日食や金環日食（および皆既日食の短い期間以外）中に太陽を観察するには、特別な目の保護具を使用するか、目の損傷を避けるために間接的な観察方法を用いる必要があります。太陽の円盤は、太陽放射の有害な部分を遮断する適切なフィルターを使用して観察することができます。サングラスは太陽の観察を安全にするものではありません。太陽の円盤を直接観察するには、適切に設計され認証された太陽フィルターのみを使用する必要があります。[ 53 ]特に、ケースから取り出したフロッピーディスク、コンパクトディスク、黒色のスライドフィルム、スモークガラスなどの一般的な物を使用した自作のフィルターは避ける必要があります。[ 54 ] [ 55 ]
太陽の円盤を安全に見る最も良い方法は、間接投影です。[ 56 ]これは、双眼鏡（片方のレンズを覆ったもの）、望遠鏡、または小さな穴（直径約1mm）が開いた別の厚紙（ピンホールカメラ と呼ばれることが多い）を使って、円盤の画像を白い紙やカードに投影することでできます。投影された太陽の画像は安全に見ることができます。この技術は、日食だけでなく黒点の観測にも使用できます。ただし、プロジェクター（望遠鏡、ピンホールなど）を直接覗かないように注意する必要があります。[ 57 ]小さな穴が開いたキッチン用のザルも、部分日食中の太陽の複数の画像を地面やスクリーンに投影するために使用できます。ディスコボールも複数の画像を投影し、部分日食を追跡するために使用できます。[ 58 ] [ 59 ]ビデオカメラやデジタルカメラのビデオディスプレイ画面で太陽の円盤を見るのは安全ですが、カメラ自体は太陽に直接さらされると損傷する可能性があります。一部のビデオカメラやデジタルカメラに付属している光学ファインダーは安全ではありません。レンズとファインダーの前に #14 溶接用ガラスをしっかりと取り付けることで、機器を保護し、観察が可能になります。[ 55 ]隙間やマウントの脱落は深刻な結果を招くため、専門家の作業が不可欠です。部分日食の経路では、コロナや空のほぼ完全な暗化を見ることはできません。ただし、太陽の円盤がどの程度隠されているかによっては、ある程度の暗化が目立つ場合があります。太陽の 4 分の 3 以上が隠されている場合、空が曇っているかのように昼間の光が薄暗く見える効果を観察できますが、物体は依然としてくっきりとした影を落とします。[ 60 ]
日食の皆既相を直接観測しても安全なのは、太陽の光球が月によって完全に覆われた時のみであり、皆既相の前後には観測してはならない。[ 56 ]この期間中、太陽は暗すぎてフィルターを通して見ることができない。太陽の微かなコロナが見え、彩層、太陽プロミネンス、コロナストリーマー、場合によっては太陽フレアも見えるかもしれない。皆既相の終わりには、同じ現象が逆の順序で、月の反対側で起こる。[ 61 ]
熱心な日食ハンターのグループは、地球の周りで日食が起こるときにその観測を追求してきました。[ 62 ]日食を追いかける人は、影愛好家を意味するアンブラフィルとして知られています。[ 63 ]アンブラフィルは日食のために旅行し、日食メガネとしても知られる太陽観測用メガネや望遠鏡など、太陽を観察するのに役立つさまざまなツールを使用します。 [ 64 ] [ 65 ]
日食の最初の既知の写真は、1851年7月28日にジュリアス・ベルコフスキーによってダゲレオタイプ法を用いて撮影された。[ 66 ] [ 67 ]
日食の撮影は、比較的一般的なカメラ機材で可能です。太陽/月の円盤がはっきりと見えるようにするには、かなり高倍率の望遠レンズ （35mmカメラの場合は少なくとも200mm ）が必要で、円盤が画面の大部分を占めるようにするには、さらに長いレンズ（500mm以上 ）が必要です。太陽を直接見るのと同様に、カメラの光学ファインダーを通して太陽を見ると網膜に損傷を与える可能性があるため、注意が必要です。[ 68 ]光学ファインダーを使用しない場合でも、デジタル写真にはソーラーフィルターが必要です。カメラのライブビュー機能や電子ビューファインダーを使用することは人間の目に安全ですが、レンズが適切に設計されたソーラーフィルターで覆われていないと、太陽光線がデジタルイメージセンサーに修復不可能な損傷を与える可能性があります。[ 69 ]
歴史上の日食は、歴史家にとって非常に貴重な資料であり、いくつかの歴史的出来事を正確に日付付けすることができ、そこから他の日付や古代の暦を推測することができる。[ 70 ]最も古い記録された日食の1つは、現代のシリアのウガリットで発見された粘土板に記録されており、通常、2つのもっともらしい日付が引用されている。紀元前1375年5月3日または紀元前1223年3月5日であり、後者がこのテーマに関する最近の著者のほとんどによって支持されている。[ 71 ] [ 72 ]アッシリアの文書に記載されている紀元前763年6月15日の日食は、古代近東の年代記にとって重要である。[ 73 ]より古い日食の日付を主張する他の主張もある。伝説の中国の王、鍾康は、紀元前2137年10月22日に起こる日食を予測できなかった2人の天文学者、西と何の首をはねたとされている。[ 74 ] [ 75 ]おそらく最も古い未証明の主張は、考古学者ブルース・マッセによるもので、彼は皆既日食について言及しているいくつかの古代の洪水神話に基づいて、紀元前2807年5月10日に起こった日食をインド洋への隕石の衝突と関連付けている。[ 76 ]さらに別の主張では、ラフクルーのケルンLの彫刻を紀元前3340年11月30日に起こった皆既日食と関連付けており、この遺跡で起こった他の92の日食のうち、唯一一致するものである。[ 77 ]
日食は前兆、あるいは予兆として解釈されてきた。[ 78 ]古代ギリシャの歴史家ヘロドトスは、ミレトスのタレスがメディア人とリュディア人の戦いの最中に起こった日食を予言したと記している。日食の結果、両陣営は武器を置き、和平を宣言した。[ 79 ]関係する正確な日食は依然として不明だが、この問題は数百人の古代および現代の権威によって研究されてきた。有力な候補の1つは、紀元前585年5月28日に小アジアのハリス川付近で起こったものと思われる。[ 80 ]伝統的に紀元前480年のものとされている、クセルクセスがギリシャ遠征に出発する前にヘロドトスが記録した日食[ 81 ]は、ジョン・ラッセル・ヒンドによって紀元前478年2月17日にサルディスで起こった金環日食と一致した。[ 82 ]あるいは、紀元前480年10月2日にペルシアから部分日食が観測された。[ 83 ]ヘロドトスもまた、第二次ペルシア侵攻時のスパルタでの日食について報告している。[ 84 ]日食の日付（紀元前477年8月1日）は、歴史家が受け入れている侵攻の従来の日付とは正確には一致しない。[ 85 ]
古代中国では、日食は「太陽を食べる」（日食 ）として知られており、日食に関する最古の記録は紀元前720年頃に遡る。[ 86 ]紀元前4世紀の天文学者、施申は、月と太陽の相対的な位置関係を利用して日食を予測する方法を記述している。[ 87 ]
イエスの磔刑の際に描写された暗闇が日食であったと仮定して、聖金曜日の正確な日付を特定しようとする試みがなされてきた。この研究は決定的な結果をもたらしておらず、 [ 88 ] [ 89 ]聖金曜日は満月の時に行われる過越祭に記録されている。さらに、暗闇は6時から9時まで、つまり3時間続いたが、これは日食の皆既食の上限である8分よりもはるかに長い。同時代の年代記には、664年5月初めの日食がブリテン諸島で664年のペストの始まりと一致したと記されている。 [ 90 ]西半球では、中世初期にアラブや修道院の観測が始まるまで、西暦800年以前の日食の信頼できる記録はほとんどない。[ 86 ]
632年1月27日、ムハンマドの存命中にアラビアで 日食が起こった。ムハンマドは、その日早くに息子が亡くなったことと日食が関係していることを否定し、「太陽と月が日食を起こすのは、人々の誰かが死んだからではなく、神の印の中の2つの印である」と述べた。[ 91 ]カイロの天文学者イブン・ユヌスは、日食の計算は天文学とイスラム法を結びつける多くの事柄の1つであり、特別な祈りをいつ行うことができるかを知ることができると書いた。[ 92 ]コロナの最初の記録された観測は、西暦968年にコンスタンティノープルで行われた。[ 83 ] [ 86 ]
皆既日食の最初の望遠鏡による観測は、1706年にフランスで行われたことが知られています。[ 86 ] 9年後、イギリスの天文学者エドモンド・ハレーは、 1715年5月3日の日食を正確に予測し、観測しました。[ 83 ] [ 86 ] 19世紀半ばまでに、日食中の太陽コロナの観測を通じて、太陽に関する科学的理解が深まりました。コロナは1842年に太陽の大気の一部であることが確認され、皆既日食の最初の写真（またはダゲレオタイプ）は、1851年7月28日の日食で撮影されました。[ 83 ] 1868年8月18日の日食の分光観測が行われ、太陽の化学組成の決定に役立ちました。[ 83 ]
ジョン・フィスクは、 1872年の著書『神話と神話の創造者』の中で、日食に関する神話を次のように要約している。
ヘラクレスとカクスの神話の根本的な考え方は、太陽神が光を盗む盗賊に勝利するというものである。盗賊がインドラが眠りについた夕方に光を盗むか、昼間に大胆にも黒い姿を空に突き出し、地上に暗闇を広げるかは、神話の創作者にとってはほとんど違いがなかっただろう。鶏にとって日食は日没と同じことであり、鶏はそれに応じてねぐらに戻る。では、なぜ原始的な思想家は、黒い雲によって引き起こされる空の暗さと地球の自転によって引き起こされる空の暗さを区別したのだろうか？彼は、鶏が日食の科学的説明を理解していないのと同様に、これらの現象の科学的説明を理解していなかった。彼にとって、どちらの場合も太陽の光が盗まれたことを知るだけで十分であり、どちらの盗みも同じ悪魔の仕業だと疑うだけで十分だった。[ 93 ]
皆既日食は、コロナ（太陽大気の外層）を観測する貴重な機会を提供する。通常、コロナは光球の方がはるかに明るいため、観測できない。太陽活動周期のどの段階にあるかによって、コロナは小さく対称的に見える場合もあれば、大きくぼやけて見える場合もある。これを事前に予測することは非常に難しい。[ 94 ]
日食に伴う現象には、プールの底にできる影に似た影帯（飛影とも呼ばれる）があります。これは、狭い三日月形の太陽が異方性光源として作用する皆既日食の直前と直後にのみ発生します。[ 95 ]部分日食の間、光が木の葉を透過すると、重なり合った葉が自然のピンホールを作り出し、地面に小さな日食が現れます。[ 96 ]
1919年5月29日の皆既日食の観測は、アインシュタインの一般相対性理論の検証に役立った。アーサー・エディントンは、おうし座の星々の間の見かけの距離を、太陽が星々の間にある場合とない場合で比較し、重力レンズに関する理論的予測が確認されたと述べた。 [ 97 ]星々の間に太陽がある状態での観測は、星々が見える皆既日食の間だけ可能だった。エディントンの観測は当時、実験的な精度の限界に近いものであったが、20世紀後半の研究によって彼の結果が確認された。[ 98 ] [ 99 ]
日食、特に皆既日食の期間中に重力に関連する現象を観測した長い歴史がある。モーリス・アレーは、 1954年と1959年の日食中に、異常で説明のつかない動きを観測したと報告している。 [ 100 ]アレー効果と呼ばれるこの現象の真偽は、依然として議論の的となっている。同様に、1970年にサクスルとアレンは、ねじり振り子の動きが突然変化するのを観測した。この現象はサクスル効果と呼ばれている。[ 101 ]
1997年の日食の際に王らが行った観測では、重力遮蔽効果の可能性が示唆され[ 102 ]、議論を巻き起こした。2002年、王と共同研究者は詳細なデータ分析を発表し、この現象は依然として未解明であると示唆した[ 103 ] 。
日食と惑星の太陽面通過が同時に起こることは、その継続時間が短いため極めてまれです。次に予想される日食と水星の太陽面通過の同時発生は6757年7月5日、日食と金星の太陽面通過は15232年4月5日に予想されています。[ 104 ]
より一般的ではあるものの、それでもまれなのは、皆既日食の時に惑星（特に水星や金星だが、それだけではない）が合となる場合で、その場合、惑星は日食中の太陽のすぐ近くで見えるが、日食がなければ太陽のまぶしさに隠れて見えなくなってしまう。かつて、一部の科学者は、水星よりも太陽に近い惑星（しばしばバルカンという名前が付けられる）が存在する可能性があると仮説を立てた。その存在を確認する唯一の方法は、惑星の通過または皆既日食中に観測することだった。そのような惑星は発見されず、その後、一般相対性理論によって、天文学者がバルカンの存在を示唆するに至った観測結果が説明された。[ 105 ]
人工衛星も地球から見て太陽の前を通過することがありますが、日食を引き起こすほど大きなものはありません。たとえば、国際宇宙ステーションの高度では、太陽を完全に覆い隠すには、物体が直径約3.35 km (2.08マイル)である必要があります。これらの通過は、可視領域が非常に狭いため、観測が困難です。衛星は通常、約1秒で太陽面を通過します。惑星の通過と同様に、暗くなることはありません。[ 106 ]
地球の大気圏上空を周回する宇宙船や人工衛星からの日食の観測は、天候の影響を受けません。ジェミニ12号の乗組員は1966年に宇宙から皆既日食を観測しました。 [ 107 ] 1999年の皆既日食の部分食はミールから観測できました。[ 108 ]
2025年現在、欧州宇宙機関（ESA）が打ち上げた2機の衛星（Proba-3ミッション）は、互いに対してオンデマンドで日食を発生させ始めている。[ 109 ] これらの日食は地球からは見えないが、一方の衛星が太陽と画像撮影衛星の間に入り込むことで、もう一方の衛星が画像撮影衛星を撮影することで捉えられる。[ 109 ]
日食は、これまで何度か宇宙から観測されている。
宇宙から撮影された最初の皆既日食は、 1966年のジェミニ12号ミッション中に地球周回軌道上で観測された。日食の観測は当初のミッション計画には含まれていなかったが、打ち上げの遅延により、ミッションが偶然にも日食と重なり、皆既帯を通過することになった。[ 110 ]宇宙飛行士が国際宇宙ステーションに滞在中に他のいくつかの日食が発生したが、ステーションが皆既帯を通過することはなかった。そのため、観測は部分日食の観測と、地球表面を横切る皆既帯の影の観測に限られていた。[ 111 ] [ 110 ]
月の近傍を飛行する宇宙船からも日食が観測されている。 1969年のアポロ11号と1971年のアポロ15号の乗組員は、月周回軌道から月が太陽を覆い隠す様子を観測した。 1969年のアポロ12号の乗組員は、月面から帰還する際に地球が太陽を覆い隠す様子を観測した。[ 110 ]アポロ12号の宇宙飛行士アラン・ビーンは、この日食をミッションで最も壮観な光景だと表現した。[ 112 ] 2026年のアルテミスII号の月フライバイでは、宇宙船は月が太陽を覆い隠す57分間の日食を経験し、その間、宇宙飛行士は太陽コロナと、月の暗い部分に衝突する流星体の「衝突閃光」の両方を観測した。 [ 113 ] [ 114 ]彼らはまた、地球照に照らされた月、コロナ、星、土星や金星を含む惑星を撮影することができた。[ 115 ]
コロナグラフを搭載した宇宙船は、内部または外部の遮光板、あるいはその両方を組み合わせて、人工日食を作り出します。1973年のOSO 7ミッションは、後にコロナ質量放出と呼ばれることになる過渡現象を初めて観測しました。スカイラブ、ソルウィンド、ソーラーマキシマムミッション、太陽・太陽圏観測衛星、STEREOでコロナグラフを使用してさらに観測が行われました。[ 116 ] 2024年に打ち上げられたPROBA -3ミッションでは、別の宇宙船を自由飛行する外部遮光板として使用しました。[ 117 ]
2015年3月20日の日食は、電力システムに大きな影響を与える可能性があると推定された最初の日食であり、電力部門は影響を軽減するための対策を講じた。ヨーロッパ大陸とイギリスの同期エリアには約90ギガワットの太陽光発電があると推定され、晴天の日と比較して一時的に最大34ギガワットの発電量が減少すると推定された。[ 118 ] [ 119 ]
日食によって気温が3 ℃（5 °F）低下し、風速が毎秒0.7メートル（2.3フィート）減少するため、風力発電量も減少する可能性がある。 [ 120 ]
光量と気温の低下に加えて、皆既日食の間、動物の行動も変化します。例えば、鳥やリスは巣に戻り、コオロギは鳴きます。[ 121 ]
日食は、太陽が月の昇交点または降交点のどちらかに近い日食シーズンにのみ発生します。各日食は 1、5、または 6朔望月(朔望月) で隔てられ、各シーズンの中間点は 173.3 日で隔てられています。これは、太陽が一方の朔望点から次の朔望点まで移動する平均時間です。月の朔望点がゆっくりと後退するため、周期は暦年の半分より少し短くなります。223 朔望月は、約 239 近点月と 242ドラコニック月に等しいため、同様の幾何学的形状の日食は 223 朔望月 (約 6,585.3 日) の間隔で繰り返されます。この周期 (18 年 11.3 日) はサロス周期です。朔望月223ヶ月は近点月239ヶ月や竜巻月242ヶ月と同一ではないため、サロス周期は無限に繰り返されるわけではありません。各周期は、月の影が北極または南極付近で地球を横切ることから始まり、その後の出来事はもう一方の極に向かって進み、月の影が地球を外れて一連の周期が終了します。[ 14 ]サロス周期には番号が付けられており、現在、周期117から156が活動中です。[ 122 ]
{{cite web}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)日食には主に3つの種類があります：皆既日食、部分日食、金環日食。
Annular は、リングの、リングに関連する、またはリングを形成することを意味します [...] これは、ラテン語でリングを意味する「anulus」に由来します。 [...] 一方、Annual は、毎年または年に 1 回発生することを意味します。この単語にも、ラテン語の祖先「annus」があり、これは年を意味します。
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ウィキバーシティには、学生が晴れた日であればいつでもできる日食実験ラボがあります。