日食は、物理的物体による光源の掩蔽に対応します。天文学では、日食は、物体(惑星や自然衛星など) が光源(星や照らされた物体など) を観測者から遮るときに発生します。
覆い隠している物体の角直径が他の物体の角直径よりも大幅に小さい場合、トランジットと呼ばれます。
地球-月-太陽系における日食
機械原理
日食は月が太陽と地球の間にあるときに起こりますが、これは新月のときにのみ起こります。その場合、地球の一部は月の影または半影に入ります。
月食は地球が太陽と月の間にあるときに発生しますが、これは満月のときにのみ起こります。このとき、月は地球の影に入ります。
日食は皆既日食または部分日食の場合があります。
月の源が日食天体によって完全に遮られる場合、それは皆既日食と呼ばれます。
日食となる物体が光源からの光を完全に遮らない場合、それは部分日食と呼ばれます。
金環日食は部分日食の特殊なケースで、関係する 3 つの天体が完全に整列していますが、日食対象物が小さすぎる (または日食対象が大きすぎる) ため、光源を完全に遮ることができません。つまり、光の輪がまだ見えたままになります。これは日食では比較的一般的な状況です。なぜなら、偶然ではありますが、月と太陽は地球から見たときとほぼ同じ見かけの大きさを持ち、地球からのそれぞれの距離に応じて、見かけの直径（数％程度）が認識されます。
地球から見ると、日食は太陽、月、地球が一直線に並んだ場合にのみ起こります。
月の公転面が黄道と呼ばれる地球の公転面と一致している場合、月食と月食が月の朔望月ごとに 1 回ずつ発生します。これら 2 つの平面は 5.9° の角度で傾いているため、日食が発生するには、月がこれらの平面の 2 つの交点 (ノードと呼ばれる点) のいずれかの近くになければなりません。
皆既月食の場合、月とノードの間の距離は 4.6° を超えてはなりません。皆既日食の場合、この距離は 10.3° までになります。
日食の一般的な段階
- 皆既日食の始まりは、月の半影円錐が地球の円盤上を横切り始める瞬間です。
- 皆既日食または金環日食の始まりは、月の影の円錐が地球の円盤上を横切り始める瞬間です。
- 中心性の始まりは、月の影円錐の軸が地球の円盤を横切り始める瞬間です。
- 日食の極大とは、日食の大きさが最大となる瞬間（最も大きな地表が影になる瞬間）です。
- 中心性の終わりは、月の影円錐の軸が地球の円盤を一周し終わる瞬間です。
- 皆既日食または金環日食の終わりは、月の円錐状の影が地球の円盤を一掃し終わる瞬間です。
- 皆既日食の終わりは、月の半影円錐が地球の円盤面を一掃し終わる瞬間です。
日食の局所的な位相
- 月の円盤が太陽円盤に侵入し始める瞬間を「ファーストコンタクト」または「ファースト外部コンタクト」と呼びます。
- 月の円盤が太陽円盤に完全に囲まれる瞬間（金環日食）や、太陽円盤が完全に消える瞬間（皆既日食）を「第２接触」または「第１内部接触」と呼びます。
- 月の円盤が太陽円盤から出始める瞬間（金環日食）や、太陽円盤が再び現れ始める瞬間（皆既日食）を「第３接触」または「第２内部接触」と呼びます。
- 最後に、月盤が月盤から離れる瞬間を「第4接触」または「第2外部接触」と呼びます。
月食の段階
月食は、月が地球の影の円錐形に入り込むときに発生する、月の暗くなる現象です。満月の時だけ発生します。
月食には次の 3 つのタイプがあります。
- 半影による、月が地球の半影の円錐内のみを通過するとき。
- 部分的、月が地球の影の円錐内を部分的に通過するとき。
- total 、月が地球の影の円錐内を完全に通過するとき。
- 月が地球の影の円錐形に入り始める瞬間を「ファーストコンタクト」または「ファースト外部コンタクト」と呼びます。
- 月が地球の影の円錐形に完全に入る瞬間を「セカンドコンタクト」または「ファースト内部コンタクト」と呼びます。これが全体性の始まりです。
- 日食の最大値は、月円盤の中心と影円錐の中心の間の角距離が最小値に達する瞬間です。
- 月が地球の影の円錐から離れ始める瞬間を、私たちは「サードコンタクト」または「セカンド内部コンタクト」と呼びます。これで全体性は終わりです。
- 最後に、月が地球の影円錐から完全に離れる瞬間を「第 4 接触」または「第 2 外部接触」と呼びます。
サイクル
実際には、年に 4 ～ 7 回の日食が発生する可能性があります。それらは 173 日の間隔で区切られたグループで発生します。これらのグループは、1 つの日食または一連の日食、または 1 つの月食と別の日食で構成されます。
太陽と月の軌道上のノードは、346.62 日ごとに同じ方向に進みます。これらの期間のうち 19 日、つまり 6585.3 日、つまり 18 年と 11 日は、太陰暦の 223 ヶ月とほぼ同じ期間になります。これは、月と太陽の配置と日食が同じ順序で同じ時間だけ繰り返されることを意味します。サロスと呼ばれるこのサイクルはバビロニア人にすでに知られていました。この周期の正確な期間は整数ではなく、 1 日の約 1/3 を超えるため、日食はこの周期に従って約 8時間遅れて繰り返され、経度約 120 度で見ることができます。 °前のサイクルから離れています。
日食に関するもう 1 つのサイクルは、Inexです。その持続期間は 358 月の朔望月 (28.9 年) で、その後、ほぼ同じ地理的経度で反対の緯度で同じ日食が発生します。
エクセリグモスまたはトリプルサロスと呼ばれる 669 月の朔望月の期間の後、同じ経度で同様の日食が繰り返し発生します。
連星系での日食
連星系では、その回転軸が視線の方向に対して実質的に垂直であり、2 つの星の直径があまり違わない限り、日食の観察が可能です。
システムの明るさは通常、各構成要素である星 A と B の明るさを加算したものです。
星 A が星 B を隠すと、星 B が星 A を隠すときと同じように、系の明るさが弱まります。結果として生じる明るさの変化により、これらの連星系を検出することが可能になり、色と強度の両方でこれらの連星系を検出し、その研究を行うことができます。主な特徴。他にも、星が歪むほど接近したり、一方の熱がもう一方の表面を局所的に温めたりする場合など、より微妙な影響が検出されることがあります。