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Index　　一章　　二章　　三章　　四章　　五章　　六章　　七章　　全天星座の表

　　1　太陽の恵み top

　　　　�@　らんらんと輝く白昼の星

　このように、太陽は万物の生命の親であり、あらゆる活動の根源である。
　しかし、天文学はこの偉大な天体について、どんなことを教えてくれるだろうか。

　　　　�A　太陽も一つの恒星

　太陽はガスの球が非常な高温度で光を放っている天体で、夜の空に無数に輝く星（恒星）と同じ性質のものである。
　ただ、星とはくらべられぬほど近くにあって、その光が地球をつつむ大気にひろがっているため、すべての星の光を消して昼を来たらせ、ただ一つコウコウと輝いて空に君臨する。
　それで特に太陽と名をつけているのだが、しばしば「昼の星」ともいわれる。
　けれど、星というと私たちはポツンと光っているものを考える。
　それには、かりに太陽を、同じ太陽系のはずれの惑星で見たと思えばよい。
　すると太陽は、私たちの見る宵の明星ほどの光の一点となってしまい、そこの世界は永久にうす明りの夜である。
　次に太陽がガスの火の球であると聞くと、台所のガスの火などから考えて理解きないだろう。
　けれど太陽は非常な高温度であるため、あらゆる物質がガス（気体）となり、その外側からの強い強い圧力で、中心ほどガスがぎしぎしに凝縮して、液体とも個体ともつかない状態になっている。
　（こういい状態のガスを、それを研究したイタリヤの学者の名によってヘルミ・カスと名づける）
　それで太陽は球の形になっているので、これは恒星もみな同じことである。
　太陽の正体については順を追って述べていくことにする。

　　2　太陽の距離 top

　　　　�@　超音速機で八年半

　ドイツの物理学者ヘルムホルツは、実験によって、人間が指を切ったり、やけどをしたりした時の感覚は、脳中枢に伝わるのに毎秒三十メートル以上の速度で、そのために瞬間に痛さを感じることを知った。
　これを太陽の距離にあてはめて、かりに太陽までとどくほど長い腕の赤ん坊があって、それにさわってやけどしたとすれば、その感覚が脳に伝わってきて、「熱い！」と感じるまでには、老人になって、その前に死んでしまうだろうといった。
　ところで、宇宙で最も速いものは光である。一秒間に三十万キロを走り、これを巻尺とすると、地球の赤道を七巻半するほどである。
　このすばらしい速度の光でも、太陽から地球にとどくには八分十九秒かかる。
　つまり、私たちが見ている太陽は、いつも八分十九秒前のものである。
　しかも、太陽の隣りにあるいちばん近いよその太陽（即ち恒星）の光が、地球までどくには四年以上もかかる。（「星の距離」参照）

　　　　�A　距離を測った苦心

　太陽の距離を測ることは、天文学でもむずかしい仕事の一つになっていて、昔からいろいろの学者がこれと取りくんだ。
　しかも近代科学の進歩と正確な機械によっても、まだ前に書いた数字――　一億四千九百四十五万キロより以下のこまかい値を決定するまでになっていない。

　けれど、月の明るい部分と暗い部分の界はぼんやりしているので、実験するのにむりがあった。
　西紀前百二十年ごろ、同じくギリシャの学者ヒッパルコスがこの問題を取りあげて、月食の時に月面にうつる地球の影から太陽の距離を測ろうとした。これも満足な結果は得られなかった。
　その後二百五十年ほどたってから、プトレマイオスが、太陽の距離を地球の半径の千二百十一倍あると計算して、この値がざっと千四百年もの間、一般に正確なものとして信じられていた。
　しかし、コペルニクスはこの距離を地球の半径の千五百倍と測り、十七世紀にはいってケプラーは三千六百倍と測った。
　けれど、こういう数字はみんな甚だ不正確であって、一六七三年、イタリヤの学者カッシニになって、初めて今日の値にほぼ近い数字を出すことができた。
　カッシニはどういう方法によったのだろう。それにはまず視差について一言しなければならない。

　　　　�C　惑星・小惑星をハシゴに

　ところで、太陽のように、はるか遠い空にあるものでは基線を長く取らなければならない。
　カッシニはこのために、Ａ・Ｂの二点をパリと、南米の仏領ギヤナの或る土地にえらんだ。
　けれど、Ｃは太陽にとらずに、火星をえらんだ。なぜだろう。
　考えればわかることだが、夜の月や星とちがって、昼間の空にらんらんと輝く太陽をじかに見て三角測量をやることなどはできない。
　それに昼間の空では、地上の壁とか景色とかにあたる背景がないから、太陽のずれを見きわめることができない。

　その後一八七七年八月、イギリスの学者ギルが火星の接近をねらって、遠く大西洋のアセンションという島まで出かけて観測した結果、太陽の距離が非常に精密に求められた。
　しかしその後、エロスという小惑星が火星よりもはるかに地球に近づくことが知られたので、一九〇〇年と、更に一九三〇年の最接近（二千六百万キロ）の時を利用して、世界の各天文台が太陽の視差を出し、それを比べて距離を計算した。
　これにより、ギルの得た値はいっそう詳しくなった。（「小惑星」参照）
　その時の視差は八・七九〇杪だった。今では八・八〇秒を採用して、それが一億四千九百四十五万キロに当る。
　けれど、前にも書いたとおり、これにつづく、こまかい数字は、学者によって多少ずつちがっている。

　　　　�D　大切な天文単位

　それにしても、学者はなぜそんなにまで苦心して太陽の距離をこまかく出そうとするのだろう。
　「約」で満足していてはいけないのか。いけない！　太陽の距離は、天文学でいろいろの計算のもとになるからだ。
　太陽の距離が正確にわからないと、地球を初めすべての惑星の軌道の半径を正確に知ることができない。
　また、それに少しの計算ちがいがあっても、（月以外の）あらゆる天体の距離が狂ってくる。
　太陽の距離は、天文単位といって、特に太陽系内の距離をいうのに用いられる。
　ふつうに地球・太陽の距離は一天文単位、その倍は二天文単位という。
　光が一天文単位を走るに、ほぼ四百九十九秒（八分十九秒）かかる。
　従って、太陽の光はこれだけかかって私たちの目にとどく。
　太陽にいちばん近い水星は、太陽からの平均距離五千七百八十七万キロで、〇・一三八七一天文単位。
　いちばん遠い冥王星の平均距離は約五十九億キロで、約三九・五天文単位である。
　つまり太陽と地球の距離のざっと十倍にあたる。

　　3　太陽の大きさ・重さ top

　　　　�A　表面積と体積

　太陽の表面積は、地球の直径の倍数百九を二乗すれば得られる。約一万二千倍である。
　そして体積は、同じ百九を三乗すれば出るので、約百三十万倍である。
　これは太陽の中に、地球が百三十万個もつまるわけで、一時間毎に地球だけのかたまりをせっせと運びこんだとしても、太陽ほどの球を作るには、約百五十年はかかることとなる。

　　　　�B　質量と密度　

　物体の質量と重量（目方）とは、正しくいうと、区別しなければならない。
　地球上の物の重さは、その物を引く地球の引力にもとずいている。
　月の表面重力は地球の約六分の一なので、同じ物でも月へ運べば重さが六分の一にへる。
　こうして重さというものは、一定不変ではないことがわかる。
　ところで、質量というのは、その物体のふくむ物質の量で、その物質がつまっている密度が大きいほどそれが大きい。
　そして引力によって変化することがない。質量百グラムの物はどこにあっても、――たとえ、月に運んでも百グラムある。
　しかし、引力の法則によって、質量の大きい物ほど引力が強く働くので、その物の重さも大きくなるわけである。
　それで、ふつうには質量と同じ意味で、「地球の重さ」、「月の重さ」などといっている。
　この意味で太陽の重さは地球にくらべて、三十三万三千倍にあたる。
　体積は萠にいったように、地球の百三十万倍もある。
　そうすれば重さもそれだけありそうなものなのに、ちがうのはなぜだろう。
　それは、太陽が地球のような固体でなく、ガスの球であるためである。
　太陽の質量をその体積で割ると、密度が〇・二五六と出て、地球の密度一に対して四分の一に当ることがわかる。
　更に計算によって、水の一・四一倍であることもわかる。
　ただし、太陽の中心部ではガスがぎしぎしに密集しているので、密度は水の百十一倍という大きさであるという。

　かりに、この目に見えない太陽の引力をワイヤーに変えて、地球をささえるとすれば、地球の全表面に、電線ぐらいのワイヤを半インチの間隔で結びつけ、それを今にも切れんばかりに、思いきり強く張らなければならないということである。
　太陽の表面重力の強さは、地球面の約二十八倍である。
　だから地球の重さ百ポンドの物は、太陽では二千八百ポンドとなる。
　かりに人間が太陽に行けたとしても、たちまち体重が二十八倍になって、腕は鉛のぽうのように持ちあがらないばかりか、自分の目方でぺちゃんこにつぶれてしまうだろう。
　そして、この引力にさからって太陽から脱出するには、毎秒六百十八キロの速度を出さなければならない。
　地球では毎秒十一キロである。

　　4　太陽の光と熱 top

　　　　�@　太陽は何燭光が

　さてこの世の中で最も明るいものが太陽であることはいうまでもない。
　われわれが、最も強い電灯の光を太陽にむかって目のまえにすえたならば、電灯の光は黒くしか見えないのである。
　太陽の光を燭光でいうと、晴れた日に頭の上から照らす光は、六万燭光の電灯を一メートルの高さにつったほどである。
　しかも太陽は、一億五千万キロを隔てたところから、これだけの光を、地球の半面（昼の部分）に与えている。
　太陽　全体の光は、一五七五の次に、○を二十四つけただけの燭光に相当している。

　　　　�A　燭光を測るには

　そして、これから計算して、天頂近くにある太陽の明るさは、一メートルはなれたローソクの明るさの約六万倍、即ち約六万燭光にあたることがわかる。
　もっともこれには地球の空気と、また鏡とレンズの反射によって、日光の弱まることも計算に入れなければならない。

　　　�B　熱量と温度

　そして、直射をうけているところは赤道の真上だけである。
　また、太陽自身としては、その光と熱の二十二億分の一を地球に与えているにすぎない。
　しかも、もし地球の表面に、直径三キロ半の氷の塔を立てて、高さは太陽までとどくものとすると、わずか一秒間で溶けて、八秒の後には蒸発してしまうだろうという。
　この熱量であるから、太陽の温度は、表面で摂氏六千度、中心では約二千五百万度に達する。
　もし旧五十銭銀貨をこの中心温度までに熱したとすれば、何千キロ四方の生物は残らず焼け死ぬだろう。
　では、この驚くべき熱の原動力はいったい何から生じるのだろう？
　それは後に考えることとして、次に太陽の正体を調べてみよう。
　それについては、まず分光器の話をしなければならない。

　　　5　分光器の魔術 top

　　　　　�@　太陽の正体をあばく

　望遠鏡は、はるか遠くにあるものを目の前に近よせ、肉眼に見えにくいものを明らかに見せる。
　天文学が今日のように発達したのも、半ばは望遠鏡の力によるといえる。
　しかし、決してそれが全部であるのではない。ほかにも幾つかの観測器械が発明されて、望遠鏡を手伝っている。
　その中でも、最も驚くべき器械は分光器（スペクトロスコープ）である。
　この発明がなくては、太陽初めすべての天体がどんな元素で成り立っているか、永久にわからなかったろう。
　まことにこれは、観測器械の魔法使だといえる。

　　　　　�A　スペクトルの発見

　イギリスのターナー教授はこの現象を実にうまく説明している。
　たとえば、マルセーユの港に汽船がついた時、フランスの警官が下船口に立っていて、フランス人の乗客の下船を禁じた。しかし、ちがった国籍の者を留める権利はないから、ほかの乗客はぞろぞろ下りてくる。
　出迎えにきていた人たちは、フランス人が一人も現われないのを見て、
　「ハハァ、フランスの警官が来ていて留めているのだな」と思う。
　この場合、フランス人の乗客は即ちソジウムの光で、それが暗線になるので、ソジウム蒸気の警官が立ちふさがっていることがわかる。

　地上では、金属・鉱物となっているものも、太陽の物すごい高温度ではすべてが気体に化しているわけである。
　しかしこれは表面についてのことで、他の元素も太陽の奥深くにあるか、または、非常に微量だろうと考えられている。

　　　　�E　驚くべき分光太陽写真儀

　そこで、この光で第二スリットの後方にある写真の感光板に第一スリットからはいる像を写す。
　そして第一スリットで太陽の像をすべらせ、同じ速度で感光板をすべらせると、遂には太陽の完全な円い像の写真ができる。
　その時にえらんだスペクトル線によって、たとえば水素の光だけによれば、太陽面の水素ガスがどういうふうに分布しているかがわかる。
　ふつうの太陽写真では黒点と白斑だけしか写らない。
　この発明によって太陽物理学が急速に進歩した。ヘールは更に太陽をじかに観察する分光太陽鏡をも発明した。
　太陽の像を実験室まで導く装置がへリオスタッ卜（太陽鏡）で、太陽の動きと共に回転する。
　それを改良し像が動かぬようにしたのがシーロスタッ卜でスペクトル研究に用いる。

　　6　太陽の黒点 top

　　　　�@　光球の表面

　次に太陽の表面を観察しよう。私たちが目を細くすると見える太陽のぎらぎら光った球を光球という。
　その外がわは、ほとんど透明な大気でつつまれている。
　この光球へ望遠鏡を向けてみよう。といっても、月を見るようにはいかない。
　じかにはサングラスという黒いレンズを眼鏡に重ねて見るか、間接には、白い厚紙をはった投影板に映すか、または室内のスクリーンの面に導いて大うつしにして見るかする。
　さもないと、目にやけどする。
　そうして光球を見ると、これは、なめらかな、まばゆく輝く円板ではなくてふちがある。
　中くらいの望遠鏡で見ると、これは沸きたぎるかゆのようなブツブツで、たえず動き、大きくなったり小さくなったりしている。
　このブツブツを粒状斑というが大きなものは直径五百キロから千キロもあるという。
　しかし、これは光球が固くて、その表面にある斑点のようなものではない。
　太陽はあらゆる元素が白熱したガスとなっている球で、こういう粒状斑は、そのガスが内部から噴きだしている雲のようなものであるらしい。

　　　　�B　黒点の正体

　　　　　�D　ラジオ天文学

　まだ研究の初期ではあるが、驚くべき発見だというほかはない。
　前の写真の反射鏡はバスケット型といい、東京天文台に装置してあるような、縦横の枠からなるものをビーム型といっている。

　　　　�E　太陽の大気

　太陽の外まわりを包む大気は、まったく透き通っており、光球がギラギラまぶしく輝いているので、ふつうには観察することができない。
　皆既食で光球が月の黒玉でかくされた時に、そのへりからもれる赤い色の水素の炎がわずか見てとれるだけである。
　けれど、ヘールの発明した分光太陽写真儀は、この大気のごく薄い光だけを孤立させて、写真に撮ることに成功し、それも皆既食の時に限らず、いつでも観察できるようにしたのである。

　　　　�F　反彩層と彩層

　これは水素、ヘリウム、カルシウムのガスから成るが、真紅の色は水素ガスが高温になると発するもので、且つ、ここからギラギラ光る真紅の炎が高く噴き出ているのが見える。
　これが紅炎（プロミネンス）と呼ばれるものである。

　　　　�G　美しい紅炎

すさまじい紅炎の噴出一毎秒450キロの速度で770,000キロの高さに達したもの（1916年） 紅炎は分光太陽写真儀で写せる

　紅炎というと燃えている赤いほのおのようだが、燃えているのではない。
　電灯のフィラメントが輝く力と同じように輝いているのである。
　しかし、うまい訳語がないので、こう名づけている。
　これは「毎秒何百キロという猛烈な速度で、高さ十万キロから二十万キロ以上にも噴き上げて、じつに壮観をきわめる。
　こういう爆発は黒点のエネルギーがほとばしるために起るものと考えられている。
　紅炎を、皆既食の時に限らず、いつでも観察できる方法を考えたのが、ヘールの分光太陽写真儀の発明となった。
　前に述べた単光写真をとる場合に、太陽の像の光球の部分を、円い金属板でかくして人工日食を造り、第二スリットを紅点の出すスペクトル線のところにおくと紅点の写真がとれるのである。
　また分光太陽鏡では、黒点と紅点の急激な変化を肉眼で観察できる。

　　　　�H　神秘なコロナ

　コロナの正体は、太陽から噴き出した宇宙塵が遠くまでひろがっているものらしい。
　それが光球の光を反射して連続スペクトルを現わし、中に水素ガスの輝線がまじっている。
　しかし、まだわからない問題が多い。コロナの光は光球の光の、百分の一ほどの強さしかないので、以前は皆既食以外の時は見えなかったが、一九三五年に、フランスのリオ教授が発明したコロナーグラフという望遠鏡により、いつでも観察できるようになった。
　これも円板で太陽の像をかくし、コロナのることもできる。
　わが国では乗鞍岳にコロナ観測所を建てて、諸外国のものと連絡して観測を行っている。（「口絵」参照）

　　8　太陽の見かけの運動 top

　　　　�@　日周運動と年周運動

　毎年の運動はこれも地球が太陽をめぐる公転のために、太陽の出入りの方向がしだいに変わり、南中の高さが変わり、ひいて昼夜の長さ、寒暖にも及ぶ年周運動である。
　どちらも見かけのものだが、この運動を考えてみよう。

　　　　　�A　黄道と天の赤道

　太陽はそれを三百六十五日でひと回りするので、一日には約一度（角）ずつ、西から東へと進むことになる。
　けれど、月は背景に星空があるので星と見くらべれば毎夜位置が変わって行くのがわかるが、太陽はらんらんたる光で背景の星空を濟しているので、今日の位置が昨日とは変っていることは、目で見たのではわからない。
　どうしてそれがわかるだろうか。
　それには毎日、東から上ってくる同じ星をしらべると、約四分（正しくは三分五十六秒）ずつ出るのが早くなる。
　これも地球が公転するためだが、太陽が一日の間にそれだけ黄道を西から東へ動いたと見られる。
　そして角度にすると、前にいった約一度にあたる。
　ところで、もし地球が回るしんぼう――自転軸が、黄道の面に直立しているものなら、天の赤道と黄道と、二つの大円の面はぴたりと重なって区別のないものになってしまう。
　けれど、自転軸は黄道面に対して垂直ではなく、二十三度半かたむいている。
　従ってこれら二つの大円も、その角度でかたむき合い、直反対の二点で切りあうことになる。
　この二点をそれぞれ春分点・秋分点となづける。

　　　　�B　太陽の一年の旅

　ここが秋分点で、春分と同じく、正しく東から出て西に入り、昼夜の長さも同じである。
　しかし、この日から太陽は赤道を南半球の方へ下るので、出入りの方位は南へ南へ寄って行き、北半球は斜めに照らされて、光も弱くなる。
　北極地方では夜ばかりとなる。
　こうして、ついに冬至（とうじ）の日（十二月二十三日ごろ）に南の行きどまりの冬至点にとどく。
　赤道より二十三度半も南で、この日、北半球における正午の太陽の高度はいちばん低く、夏至の日の半分にも達しない。
　昼は最も短く、夜は最も長い。
　ただし、地球は一月の初め近日点に達するので、太陽にはかえって近いのだが、北半球へは光が斜めにさすので弱い。
　そして地球はまだ暖まっているので、真の寒さは一月下旬にくる。
　冬至からは太陽は再び黄道を北へ戻って、やがて春分点に着いて、北半球へ再び春をもたらす。
　これが太陽の一年の旅である。
　四季の長さの割合を書いてみると次のようである。
　　春………九二・九日
　　夏………九三・六日
　　秋………八九・七日
　　冬………八九・〇日
　ところで、黄道にそっては次の十二の星座がある。（「星座」参照）
　おひつじ、おうし、ふたご、かに、しし、おとめ、てんびん、さそり、いて、やぎ、みずがめ、うお。
　太陽は毎月大体、この星座を一つ一つ通って一年で黄道をひとめぐりするわけだが、もちろん日光に消されてそこの星は見えない。
　しかし日の出前の東の星座と、日の入り後の西の星座を見ると、その月に太陽の通っている星座がどこだがわかる。
　前の図は、太陽が毎月通って行く星座を示したもので、初日の出の太陽はいて座におり、春分にはうお座、夏至にはふたご座、秋分にはおとめ座、冬至はいて座にはいった時である。
　これは地球が動かずにいて、太陽の方が空をまわって行くと考えてのことで、図でわかるように、十二の星座が順ぐりに月々の（見えない）背景になっている。

　　　　�C　黄道十二宮

　こうして十二宮は名の起りの星座と関係はなくなったが、今でも太陽の毎月の位置をいうのに用いられている。
　太陽（月・惑星）の日々の位置は、ふつう天の赤道を基準にした赤道座標により、赤経何時何分、赤緯何度何分で有わす。　これについては「星の位置の表し方」で述べる。
　また、黄道を基準とした黄道座標によって、月や惑星の位置を黄経・黄緯で表わし、太陽を黄経で表わしてもいる。

　　　9　太陽と時間 top

　　　　　�@　平均太陽時と真太陽時

　地球は、軌道が完全な円でなく、それに近い楕円形なので、太陽に近い時には早く動き、遠い時には遅く動く。
　これが見かけには太陽の天球における運動になって現われて、太陽が真南にくる。（南中）
　正午から次の日の正午までの時間は、二十四時間より長くなったり短くなったりして、季節によって三十分もちがう。
　日時計はこの事実を示している。
　こんな不規則な太陽の運行をもとにしたのでは、時刻を一定することはできないし、日常の生活に不便この上もないこととなる。
　それで学者は仮りに、地球を自転軸が直立して、一定の速度で自転しているものと考え、これに対して天の赤道の上を規則正しく西から東へと動く影法師の太陽を考えて、これを平均太陽と名づける。
　そして、この太陽が南中してから次に南中するまでを一日とし、一日を二十四時間に、更に分・秒に分けたものを平均太陽時という。
　時計の表わす時間はこれである。
　これに対し、不規則に動いているほんものの太陽――真太陽による時間を真太陽時という。
　真太陽と平均太陽とは、互いに前になったり後になったりするので、時計が正午を指しても、真太陽がまだ南中していなしもあれば、南中を過ぎている日もあって、真太陽時と平均太陽時とは一致しない。　
　この時間の差を時差という。
　ただ一年に四回――四月十六日、六月十日、九月二日、十二月二十五日だけは平均太陽と真太陽の位置が一つになるので、時刻が一致し、時差がないことになる。
　日時計でじかに太陽を観測したのでは、真太陽時になるので、時差で加減しないと、時計の時刻にはならない。

　　　　　�A　標準時

　　10　太陽と暦 top

　　11　日食と月食 top

　地球も、月も、太陽に照らされているのだから、さきの尖った円錐形の影を空間に投げているわけである。
　ふだんは気がつかないが、それがはっきりと見られるのが日食と月食である。

　　　　�@　食の起るわけ

　日食と月食は、地球と月と　の運動の結果から起る。地球　は太陽をめぐり、月は地球　めぐっている。
　その間に、太陽――月――地球と正しく一直線にならぶ時に日食が起り、太陽――地球――月と正しく一直線ならぶ時に月食が起る。
　前の場合の月は必ず黒玉の新月で、後の場合は必ず満月である。旧暦の時代の人たちは自然にこれを知っていたが、今の人たちがかえって知る者が少いのは皮肉である。
　そこで当然起る疑問は、なぜ毎月、新月に日食が起らず、同じく、満月に月食が起こらないかということだろう。
　それ故に、正しく一直線にならぶ時に起ると書いておいた。
　もし月の軌道面が太陽の黄道面とひとつ平面にあれば、いつも新月と満月には正しく一直線になって食を起す。
　しかし、月の軌道面（白道という）黄道面に対して五度かむいているため、新月か満月の月が、二つの軌道の切り合う点か、その付近でないと、食が起らない。

　　　　�A　日食

　　　�B　壮厳な皆既食

　しかし、この短い時間に見られる皆既日食は、あらゆる自然現象の中で最も壮厳をきわめる。
　新月の黒い円板が西がわから魔物のように太陽面に食いこんで行き、やがて東のはしに三日月の影を残すだけになると、空も、地面も異様な赤がね色となり、大気の温度は急速に下り、草木は花を閉じ、鳥はねぐらへ帰り、犬は悲しげに吠える。
　そのうちに、西の方から、月の不吉な影がさっと突進してくると、たちまち皆既になって、その瞬間に月のぎざぎざのへりから太陽の光がもれて、ベイリーの数珠（じゅず）が現われる。
　やがて、それも消えると、空は満月の夜ほどの暗さとなり、一等級の星や惑星が輝き出す。
　そして黒い月のへりに、太陽のまっ赤な彩層が見え、そこから紅炎が地獄の妖火（ようか）のようにひらめき、コロナが八方へ真珠光の花がさをひろげる。
　しかし、それも一、二分の間のことで、太陽は再び月の黒い円板からはずれて、いわゆるダイヤモンド・リングをさんぜんと輝かせてから、しだいに全容を現わしてくる。
　日食の観測は天文学に非常に重要である。
　月の運行の分秒もちがわぬ予測はもちろん、反彩層の閃光スペクトル、紅炎、コロナなどを写真にとったり、太陽が地球の大気や磁気に及ぼす影響や、アインシュタイン効果――太陽のそばを通る星の光の屈折――等々の研究もすべて、この短い時間に行なわれる。
　そのため世界の学者は、皆既食の起る地方まで遠しとせずに集まって、観測陣を張るのである。

　　　　�C　月食

　半影にかかったのでは月食は起らない。
　皆既月食の時間は二時間ほどで、食の始めから終りまでは、ふつう四時間ほどかかる。
　そして日食とちがって、その時に夜となっている地球の半面では、どこでも始め・終りの時間は同じであり、食分も同じである。
　皆既食の月の面がぶきみな赤がね色に見えるのは、日光の中の赤い光線だけが地球の大気で屈折し、裏がわへまわって月にあたるためである。
　しかし、月食は日食ほどには学問上あまり研究する価値がとぼしい。
　主として始め・終りの時刻や、どの方向から欠けるかという方位角が予報どおりに行っているかどうかを調べるのだが、それも月の通る地球の影がぼやけているので、何秒という精密さまでは測りにくい。
　終りに、一年間に起る食の最小限は二回で、共に日食である。最大限は七回で、日食五回と月食二回、または日食四回と月食三回である。
　ふつうは一年に四回起ることになっている。皆既食は平均して三年に二回である。
　昔カルデヤのサロスという学者は、十八年十一日を一周期として、その間に約七十回の食が起り、二十九回は月食で、四十一回が日食であることを発見した。
　これをサロス周期と呼んでいる。