月食（げっしょく、月蝕、英語えいご: lunar eclipse）とは地球ちきゅうが太陽たいようと月つきの間に入り、地球の影かげが月にかかることによって月が欠けて見える現象のことである。望（満月まんげつ）の時に起こる。
日食にっしょくと違い、月が見える場所であれば地球上のどこからでも同時に観測?観察できる。
月食の
進行の
連続写真 月食の
連続写真動画 すべての部分が本ほん影かげ（地球によって太陽が完全に隠された部分）に入る場合を皆既月食（total eclipse）、一部分だけが本影に入る場合を部分月食（partial eclipse）という。
月が半はん影かげ（地球が太陽の一部を隠している部分）に入った状態は半影食（もしくは半影月食、penumbral eclipse）と呼ばれるが、半影に入った月面部分の減光の度合いは注意深く観察しなければ分からない程度であるため、事前の予告なしに肉眼にくがんで見ても気がつかない場合も多い。
月が地球の影によって隠される度合いを食分といい、「（本影の半径+月の視半径-本影の中心と月の中心の距離）÷（月の視直径）」という式で計算される。皆既月食の場合は1以上、部分月食は0 - 1、半影食ならマイナスの値となる。
地球の大気によって太陽の光ひかりのうち波長はちょうの長い赤系の光が屈折くっせつ?散乱されて本影の中に入るため、皆既月食でも通常、月は真っ暗にはならず暗い赤色（赤銅しゃくどう色）に見える。しかし火山かざん爆発等で大気中に特に多量の微粒子が浮遊している場合には、月が非常に暗くなり灰色かほとんど見えなくなる。月食時の明るさは後述の「ダンジョンの尺度」（後こう節ふし参照）などで表される。
なお、月食の途中の欠け月が昇ってくることを月出帯食といい、その逆に欠けたままの月が沈むことを月没帯食（もしくは月入帯食）という。
月食の経過[編集へんしゅう]
- 第1接触
- 月が地球の本影に入り始めた瞬間。
- 第2接触
- 月が地球の本影に完全に入った瞬間。この瞬間が中心食の始まりとなる。
- 食の最大?食甚
- 月の中心と本影錐の中心との角距離が最小となった時点。
- 第3接触
- 月が地球の本影から出始めた瞬間。この瞬間が中心食の終わりとなる。
- 第4接触
- 月が地球の本影から完全に出た瞬間。
日食?
月食時の「
太陽-
月-
地球」
関係図 月食が起こるのは太陽?月が黄道こうどう?白はく道みちの交わる点（月つきの昇のぼり交点こうてん?降くだ交点こうてん）付近にいる時に限られる。
月食は多くの場合1年間に2回起こるか起こらない年、3回起こる年もあり21世紀せいきの100年間では合計142回（皆既月食85回、部分月食57回）生じる。一方、日食にっしょくは最低でも年に2回、最多で5回生じる年もあり21世紀の100年間では合計224回（皆既日食68回、金環食72回、金環皆既食7回、部分日食77回）である。したがって月食の発生頻度は日食より低い[注ちゅう 1]。にもかかわらず普通、日食よりも月食の方が目にする機会は多い。これは月つきが見えてさえいれば月食は地球上のどこからでも観測が可能なのに対し、日食は月の影が地球表面を横切る帯状の限られた地域でしか見ることができないためである[注ちゅう 2]。
月食と日食の頻度に違いが生じる理由は次のように説明できる。地球ちきゅうと太陽たいようがともに内接する巨大な円錐を想定する。月がこの円錐の太陽と反対の部（地球の本ほん影かげ）に入れば月食が生じ、太陽と同方向の部分に入れば日食が生じることになる[注ちゅう 3]。この円錐の月つき軌道きどう付近における半径は月食側が約4460 - 4750km[注ちゅう 4]、日食側が約7990 - 8280km[注ちゅう 5]と異なるため月食の発生頻度は日食のそれよりも低くなる。
- 1年に月食が3回起こる年
日本の陸上（島嶼部を含む）でも見られた（見られる）ものは日付を部分月食は斜体字、皆既月食は太文字にしてある。
- 1833年ねん
- 1月がつ6日にち（天保てんぽう2年閏うるう11月がつ16日にち） - 7月がつ2日にち（天保3年5月15日にち。日本にっぽん時間じかん：7月がつ3日にち（5月16日にち）） - 12月26日にち（11月16日。日本時間：12月27日にち（11月17日にち））
- 1852年ねん
- 1月がつ7日にち（嘉よしみ永ひさし4年12月16日にち） - 7月がつ1日にち（嘉永5年5月14日にち） - 12月26日（11月16日）
- 1898年ねん
- 1月がつ8日にち（日本にっぽん時間じかん：1月がつ9日にち） - 7月がつ3日にち（日本時間：7月がつ4日にち） - 12月27日にち（日本時間：12月28日にち）
- 1917年ねん
- 1月8日 - 7月4日（日本時間：7月がつ5日にち） - 12月28日にち
- 1982年ねん
- 1月がつ9日にち（日本時間：1月がつ10日とおか） - 7月がつ6日にち - 12月30日にち
- 2028年ねん
- 1月がつ12日にち - 7月6日（日本時間：7月がつ7日にち） - 12月31日にち（日本時間：2029年ねん1月がつ1日にち）
- 2094年ねん
- 1月1日（日本時間：1月がつ2日にち） - 6月28日にち - 12月21日にち（日本時間：12月22日にち）
- 日本では他にも2010年ねん（1月1日、6月26日にち、12月21日）がある。
- 月食がない年
- 1966年ねん - 1969年ねん - 1980年ねん - 1984年ねん - 1998年ねん - 2002年ねん - 2016年ねん - 2020年ねん
日本での観測[編集へんしゅう]
最近見られた月食[編集へんしゅう]
今後見られる月食[編集へんしゅう]
皆既月食の時の月面の様子は、地球の大気中の塵の量によって異なる。塵が少ないと、太陽の光が大気中を通過する際の散乱が少なくなり、月面は黄色っぽく明るく見える。逆に、塵が多いと、大気中の散乱が多くなり、月面は暗く見える（大規模な火山噴火があると、大気中の火山灰により、月面が暗くなることが知られている）。フランスの天文学者アンドレ?ダンジョンが20世紀せいき初頃に、月食の明るさを分類するために独自に尺度を決めた。一般的に「ダンジョン?スケール」とも呼ばれる。
尺度 |
月面の様子 |
|---|
0 |
非常に暗い月食。月面の中心は見えない。 |
1 |
暗い月食。灰色か褐色で、月の細部はわかりづらい。 |
2 |
暗い赤または赤錆色の月食。月の中心はとても暗く、周辺部はやや明るい。 |
3 |
れんが色の月食。月の縁は明るいかまたは黄色。 |
4 |
非常に明るい月食。月の縁は青みがかって非常に明るい。 |
月食時に月から見た太陽[編集へんしゅう]
月食時に月から太陽を見ると、地球から見る日食のように、太陽が地球によって隠されるように見えるはずである。2009年ねん2月がつ19日にち、日本の月周回衛星?かぐやが世界で初めてこの光景の撮影に成功した。半影からの撮影だったため太陽は完全に隠れなかったが、地球による「ダイヤモンドリング」が観察された[1]。
参考文献?情報[編集へんしゅう]
- ^ ただし半影食の86回を含めれば今世紀中に生じる月食の回数は228回となり、日食とほぼ同等の頻度である。
- ^ 地球上の1定点で皆既日食が観測可能となるのは300 - 400年に1回といわれている。
- ^ 月の一部が円錐内に入れば部分月食あるいは部分日食となり、月全体が円錐内に入れば皆既月食あるいは皆既日食または金環日食となる。
- ^ 月食側円錐半径の視野角は0°37'38" - 0°45'45"、皆既月食の横緯差限界は±0°22'58" - ±0°29'1"、部分月食の横緯差限界は±0°52'18" - ±1°2'28"。望、すなわち満月の時に月の黄緯がこの範囲内である（月食が生じる）ための太陽の昇交点又は降交点から黄経差限界は皆既月食で±4°15'50" - ±5°23'24"、部分月食で±9°44'58" - ±11°40'10" である。一方、太陽の昇交点からの黄経は1朔望月（満月から次の満月まで）の間に平均で30°40'13"変化する。これは黄経差限界の2倍よりも大きく、1朔望月の間に太陽が昇交点付近の黄経差限界範囲を通り抜けてしまうということが生じ得る。この場合、食の季節であるにもかかわらず月食が起こらないということになる。
- ^ 日食側円錐半径の視野角は1°9'22" - 1°17'28"、皆既/金環日食の横緯差限界は±0°54'42" - ±1°0'44"、部分日食の横緯差限界は±1°24'2" - ±1°34'12"。朔、すなわち新月の時に月の黄緯がこの範囲内である（日食が生じる）ための太陽の昇交点又は降交点から黄経差限界は皆既/金環日食で±10°11'57" - ±11°20'29"、部分日食で±15°47'13" - ±17°45'26" である。部分日食の黄経差限界範囲は常に太陽の1朔望月間の移動量よりも大きいので食の季節には少なくとも部分日食が1回は生じ、また2回生じることも可能となる。
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