A．

日食とは、太陽が月に隠される現象のことです。太陽がすべて隠される場合を「皆既日食」、太陽がリング状に残って見える場合を「金環日食」、太陽の一部分だけが月に隠される場合を「部分日食」と呼んでいます。

日食は、太陽に照らされてできる月の影が地球にうつる場所で見ることが出来ます。

影には濃い「本影」と薄い「半影」があり、本影となる地域では「皆既日食」や「金環日食」、半影となる地域では「部分日食」となります。

なお、日食を観察する際には注意が必要です。詳しくは「Q1-3. 日食を安全に観察するには？」をご覧ください。

A． 

2022年以降に仙台で見られる日食についてお知らせいたします。

仙台（北緯38°15′，東経140°45′）

皆既日食

2609年4月26日

金環日食

部分日食

近いうちに皆既日食や金環日食を見たいという場合は、仙台を離れてみましょう。

2023年 4月20日　金環皆既日食

2023年10月15日　金環日食

2024年 4月 9日　皆既日食

2024年10月 3日　金環日食

近いうちに日本で見られる皆既日食と金環日食

2030年 6月 1日    金環日食   北海道

2035年 9月 2日    皆既日食   北関東、北陸

（2035年まで：国立天文台・暦計算室により計算）
（2036年以降：北海道大学の日食図・日食計算データベースにより計算）

A.

太陽を直接目で眺めると、「日食網膜症（※）」という目の障害が起きたり、「失明」する可能性があります。過去の日食でも、危険な観察をしたために、網膜が傷ついた等の事例が複数報告されています。

太陽の光はとても強く、目に有害な光も混ざっています。

また、わずかな時間であっても目を傷つけてしまう可能性があります。必ず日食グラスを使ったり、ピンホールで投影するなど、正しい方法で観察を行ってください。

日食グラスの代用として、サングラスや下敷き、ススを付けたガラス、カメラのフィルム、カメラ用のND(減光)フィルター等を使うことは大変危険です。ほんのわずかな時間でも、太陽の光で角膜や網膜を傷つけてしまう可能性があります。 

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※　日食網膜症
不適切な方法による日食観察で起こる目の障害の総称。一過性で軽快する例から永続的な視力低下に至る例まであります。観察直後は異常がなくても、数時間後に目が痛む、視野の真ん中に影が生じる、ものが歪んでみる、視力が低下するといった症状が出ることもあります。
（日本天文協議会・日本眼科学会・日本眼科医会の資料より抜粋）
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興味が赴くままに太陽を観察しようとすると、目を傷めてしまうだけでなく、交通事故などにあう危険性も高くなります。車が多い道路や駐車場などでの観察はとても危険ですので周囲の安全に配慮しながら観察しましょう。

＜観察方法＞

☆日食グラスを使う

日食グラスは太陽を見るために作られた特別なメガネで、太陽から出ている目に有害な光をカットするように作られています。フィルターの部分を目に当てて、太陽の光がじかに目に当たらないようにしながら眺めてください。ただし、長時間の使用は危険です。連続でも1分以内とし、休みながら観察するようにしましょう。目に違和感を感じた場合はただちに観察をやめてください。また、うす雲がかかった場合でも、直接見るのは大変危険ですので、必ず日食グラスを使ってください。

（日食グラスは使用する前にフィルターに傷がないかどうかなど、不具合がないかどうか必ずチェックしてください）

☆ピンホールや木もれ日で観察しよう！

紙に押しピンなどで小さな穴を開けて、太陽の光を通して地面などに映して見ると、太陽の形がそのまま映ります。好きな形や文字の形に穴を開けて投影するとより楽しめます。お菓子の包装に使われている筒や、うちわに穴を開けてもよいでしょう。同じ原理で、木もれ日も小さな隙間から太陽の光が通って地面に映るため、太陽と同じ形になります。映った太陽の様子を写真で撮影すると、わかりやすい記録を取ることが出来ます。

※ピンホールの台紙を通して直接太陽を見ないように、充分注意してください。

◎ピンホールの最適な穴の大きさは？

＜ピンホール作成のめやす＞
穴の大きさ：投影位置までの距離
1.5mm：およそ1m
5mm：およそ10m

☆望遠鏡に太陽投影板をつけて観察

屈折望遠鏡と太陽投影板がある場合、正しい使い方をすれば、安全に太陽を観察することが出来ます。

望遠鏡を直接のぞくと、太陽の光は大変強い上にレンズで光が集められているため、大変危険です。絶対に止めてください。また望遠鏡と投影板の間は太陽の光が集められていて危険なので、顔を入れたりしないように注意してください。

▲太陽投影板

（望遠鏡の使い方に慣れていない場合はお勧めしません）

A．

太陽の南中高度（ちょうど真南に来るときの太陽の高さ）は季節によって違います。夏は高く、冬は低いです。それは地球の自転軸（地軸）が公転面に対して23.4度傾いているためです。

仙台の緯度を38度とすると、季節ごとの南中高度（h）は次の式で表すことができます。

＜夏至＞　h = 90 - 38 + 23.4 = 75.4（度）
＜冬至＞　h = 90 - 38 - 23.4 = 28.6（度）
＜春分・秋分＞　h = 90 - 38 = 52（度）

これらは毎年同じ高さになります。ぜひ季節の変化を楽しんでみてください。

A．

月の模様がいつ見ても変わらないように、私たちが見ているのはいつも月の同じ面です。つまり月はいつも同じ面（表側）を地球に向けています。その裏側、地球に向いていない面を私たちは見ることはできません。

なぜ月はいつも同じ面を向けているのか、それは下記の簡単な実験をしてみるとわかります。

１．片方の手でグーを、もう片方の手でパーを作ります。

２．グーは自分の正面に置き、パーはグーの方に手のひらが向くようにしてグーの周りに置きます。

３．パーの手のひらがずっとグーの方を向き続けるように、グーの周りをぐるっと1周させます。

できましたか？手のひらがずっとグーの方を向き続けるためには、パーの手をひねらなければなりません。それも適当にひねるのではなく、パーがグーの周りを１回転するときにちょうど１ひねりする必要があります。これがまさに、月がいつも同じ面を地球に向けている理由です。

月は地球の周りを回る公転運動をしています。今でいうとグーが地球で、パーが月です。そして月は公転運動をしながら、自分自身がコマのように回る自転運動をしています。パーの手のひねりがちょうど自転に当たります。そして月の公転周期と自転周期はどちらも約27.3日で同じ周期です。地球の周りを１回転する間に月自身も１回転するために、地球を向いている面は常に変わらないのです。

A．

月食とは、太陽・地球・月がこの順番で一直線に並び、月が地球の影に入り込むことで欠けて見える現象です。満月の状態から徐々に欠けていき、数時間ほどで再び元の姿に戻ります。

月が地球の影に入るのは年に2回ほどで、その時に月が昇っている地域であれば観察できます。

日食とは異なり、観察場所によって月の欠け方が変わることはありません。

 ▲皆既月食の見え方

▲部分月食の見え方

▲半影月食の見え方

 （満月よりもやや暗く見えますが、肉眼では分かりにくいかもしれません）

皆既月食の間を含め、その前後の月は、欠けた部分が全く見えなくなるのではなく、少し赤みがかったような色で暗く見えます。

これは、太陽の光の一部が月に当たるためです。太陽の光が地球の大気を長く通過するときに、青い光は散乱され、赤い光だけが通り抜けます。その通過した赤い光が影の中に入り込んで月を照らします。

▲太陽の光が地球の大気を長く通過するとき、赤い光だけが通り抜ける

▲通り抜けた赤い光が地球の大気で屈折し地球の影の中の月にあたる

空気中に塵などが多いときには、大気を通り抜ける光の量が少なくなり、赤黒いような月になる場合があります。

月食ごとに異なる皆既食中の月の色にも注目してみましょう。　

▼皆既月食ごとの色の違い

2015年4月4日

2018年1月31日

2021年5月26日

A．

2021年1月1日以降の仙台で見られる月食についてお知らせいたします。

記載している月食は、仙台で比較的観察しやすい高度で食の最大が起こる場合に限っています。

仙台（北緯38°15′，東経140°45′）

皆既月食

部分月食

なお、皆既月食および部分月食の始めと終わりの前後には半影月食が起こります。肉眼で観察する場合は変化が分かりにくいですが、普段の満月よりもやや暗く見えます。

また半影食のみの月食も起こります。

半影月食

※1　月の出直後なので、観察は難しい
※2　月の入り直前なので、観察は難しい
※3　食の始めは地平線下なので、観察はできない
※4　食の終わりは地平線下なので、観察できない

（国立天文台・暦計算室により計算）

A．

旧暦の毎月十五日の夜を「十五夜」といいます。なかでも旧暦八月十五日の月は「中秋の名月」として親しまれ、お供え物をしてお月見をする習慣が各地に残されています。

しかし、中秋の名月は必ずしも満月になるわけではありません。その理由は、「満月の月齢」と「旧暦十五日の月齢」をそれぞれ考えると分かります。

【満月の月齢】

新月から次の新月までの周期は、約29.5日です。

月が地球の周りを回る軌道が円軌道ではなくわずかに楕円軌道のため、新月から満月までの日数は13.9－15.6日の幅があります。

【旧暦十五日の月齢】

旧暦では、新月（月齢0.0）となる瞬間を含む日を一日（ついたち）としていました。

一日の初めに新月を迎えるか、それとも一日の終わりに新月を迎えるかによって、旧暦十五日の月齢は13.0－15.0の幅を持ちます。

以上の2つから、旧暦十五日が満月となるのは「満月になりうる月齢の範囲」と「旧暦十五日の月齢の範囲」とが重なる場合であり、それ以外は満月にはなりません。

旧暦八月十五日の「中秋の名月」も同様の理由により、必ずしも満月とはならないのです。

A．

あります。

月の出の時刻は、平均すると1日に約50分ずつ遅くなります。（※）

例えば、ある月の1日18時00分に月が昇ってきたとすると、翌日2日の月の出は18時50分という具合です。

ここで、ある月の1日の月の出が23時30分だとします。翌日には約50分遅れで月が昇るため、2日の24時20分に月の出となります。これは3日の0時20分となるため、2日には月の出が起こらないことを意味しています。

同様に、月の入りが起こらない日も出てきます。

※　実際の月の出の遅れは季節や場所によって変化します。

A．

地平線近くの空の低い場所に月が見えている時、普段よりも月が大きく見えることがありますが、月の見かけの大きさが1日の中で大きく変わることはありません。

目の錯覚です。

なぜ錯覚が起きるかははっきりとはわかっていません。地平線に近いと近くに山や建物などの風景が目に入り、それと比べて大きく感じてしまうから、と言われることもあります。

太陽も同様に大きく見えることがありますが、こちらも月と同じで目の錯覚です。

なお実際には、月が頭の真上にある時の方が、地平線近くにある時に比べて地球の半径分私たちの近くで輝いています。

また、月は楕円を描くように地球の周りを回っているため、地球と月との距離は変わります。

それに合わせて月の見かけの大きさも変化しますが、目で見ただけではほとんど気づかない程度です。

月の大きさは、手を伸ばして持った5円玉の穴の大きさとほぼ同じです。大きく見えるときも、小さく見えるときも同じように穴の中に月が収まります。

ぜひ、試してみてください。

A．

月は、地球の周りを回っている衛星です。地球から一番近い天体でもあります。

月の軌道は楕円形であるため、地球から月までの距離は一定ではありません。平均すると約38万㎞ですが、地球から一番近い時には約35万㎞、遠い時には約40万㎞となり、約5万㎞の差があります。この距離の変化によって、見かけの大きさとして1割程度変化しますが、肉眼ではほとんど気がつきません。

また、アポロ宇宙船が月面に置いてきた鏡を使って距離を測定すると、毎年約3.8㎝ずつ地球から遠ざかっていることが分かっています。

もしも身近な乗り物で行ったらどれくらい時間がかかるのでしょうか？

徒歩　　　　約11年　　　（4㎞/h）

自転車　　　約3年　　　（15㎞/h）

自動車　　　約6ヶ月　　（80㎞/h）

新幹線　　　約53日　　（300㎞/h）

飛行機　　　約16日　  （1000㎞/h）

かなりの時間がかかることが分かります。

過去に月面着陸をしたアポロ宇宙船でも2－4日（地球周回も含めての時間）かかりました。

気軽に行ける時代はもう少し先のようです。

A．

図のように、火星は太陽の周りを、地球の2倍ほどの約687日で1周しているため、約2年2ヵ月毎に地球が火星に近づくことになります。

また、地球の公転軌道は円に近いのに対して、火星の公転軌道は楕円形をしているため、最接近距離はその都度異なります。

火星の公転周期の中で、火星が太陽に近いとき（火星の近日点（※）あたり）に地球と接近することを「大接近」、太陽から遠いとき（火星の遠日点（※）あたり）に地球と接近することを「小接近」と呼ぶこともありますが、これらは慣例で呼ばれる名称であり、明確な定義はありません。

地球と火星との距離によって、火星の見かけの明るさは大きく変化します。

なかでも大接近の頃はとくに火星が明るく見えるため、観察するのに適しています。

※　惑星が太陽に最も近づく位置のことを「近日点」、最も遠ざかる位置のことを「遠日点」という。

A．

惑星が見やすい時期は、地球、惑星、太陽の位置関係によって決まります。

惑星も地球と同じように太陽の周りを周っていますが、地球の内側を周っている惑星（水星、金星）を内惑星、外側を周っている惑星（火星、木星、土星、天王星、海王星）を外惑星とよんでいます。

その位置によって、図のように名前がついています。

 A．

土星のトレードマークともいえるあの美しい環は、いつも同じように見えているわけではありません。

土星は、公転軌道面に対して約26.7度傾きながら、約30年かけて太陽の周りを1周しています。

この様子を公転軌道面がほぼ同じである地球から見ると、環の傾きが図のように変わります。

 ▲土星の環の傾きの変化

（上が南、下が北となっています。）

さらに、約15年に1度、土星の環が見えなくなる「環の消失」と呼ばれる現象が起きます。といっても、土星から環が本当になくなってしまうわけではありません。環の厚さはせいぜい100mほどと極度に薄いため、真横から見ると環が消えたように見えるのです。

また、環の消失が起こる前後、つまり地球から見て環がわずかに傾いている場合、環が黒っぽく見えることがあります。なぜなら、環にあたる太陽の光が減るためです。土星の本体と同じように、土星の環は太陽光を反射することで輝いています。しかし、太陽を中心とする公転軌道面に対して環がほぼ平行になると、環に光がほとんど当たらないため暗くなってしまうのです。

ほかにも、土星の環の傾きが変化する理由には、土星の公転軌道面が地球の公転軌道面に対して1度程度傾いていることも関係しています。

2002年頃に環が最も大きく傾いて環の南側が見えていましたが、だんだんと水平に近づき、2009年には環の消失が起こりました。その後だんだんと環の傾きは大きくなっていき、2017年には最大を迎えました。そして次回、「環の消失」が起きるのは2025年となります。

このように、「環の北側→環の消失→環の南側→環の消失」というサイクルが土星の公転周期の約30年間で繰り返され、その半分の約15年間で「環の消失」が起こることになります。

A．

金星は、地球と同じように太陽の周りを回る惑星です。太陽に照らされる部分が昼、影の部分が夜であるのは、地球だけではなく他の惑星も同様です。夜空に浮かぶ惑星の輝きは、地球から見て惑星の昼の部分が見えているのです。

金星は、内惑星（※1）です。内惑星は外惑星と違い、太陽に照らされて輝く昼の部分の面積が大きく変化します。その様子を望遠鏡で観察すると、月のように満ち欠けしていることがわかります。

金星の明るさは、「地球からの距離」と「金星の形（太陽に照らされた部分の割合）」によって決まります。

金星と地球が一番近づくのは内合の時ですが、このとき地球からは金星の夜の部分しか見えないため、観察することができません。内合よりも早ければ早いほど、あるいは遅ければ遅いほど、金星と地球との距離は広がりますが、地球から見て金星の昼の部分の割合は増えていくため、観察することができます。

また、内合の約36日前と約36日後に金星は最も明るくなります。この時の明るさは、なんと-4.7等級にもなります。

では-4.7等級ってどのくらいの明るさなんでしょう？

「等級」は星の明るさを表す単位で、5等級小さいと100倍明るくなります（※2）。このことを使って、織姫星ベガ（0.0等級）と彦星アルタイル（0.8等級）とそれぞれ比較してみると次のようになります。

ベガ：　　　　差が4,7等級　→　およそ76倍

アルタイル：　差が5.5等級　→　およそ158倍

真夏の夜空に一際明るく輝くベガでも、75個くらい集まってはじめて金星の輝きと並ぶことができます。アルタイルにいたっては、その倍の150個集まっても金星には及びません。この2つの星が暗い訳ではなく、それほどまでに金星が明るくなるのです。

これくらい明るいと、空のどこにあるのかがわかっていれば、昼間でも金星を見つけることができます。

ぜひチャレンジしてみてください。

※1　内惑星と外惑星、惑星の位置の名称は「Q3-2. 惑星が見やすいのは、どんなとき？」を参照

※2　「等級」の詳しい説明は「Q5-2. 「1等星」と「6等星」の明るさはどれくらいちがうの？」を参照

A.

「明星」とは、一般的に明るく輝く金星を指します。

金星は地球の内側で太陽の周りを回る惑星であるため、明け方と夕方に観察することができます。明け方に東の空で見える金星は「明けの明星」、夕方に西の空で見える金星は「宵の明星」として親しまれています。

また、金星が太陽から最も離れて見える時を「最大離角」といい、金星の観察がしやすくなります。地球から見て金星が太陽の西側にある時を「西方最大離角」、東側にある時を「東方最大離角」といいます。（※）

なぜ最大離角時に金星が見やすくなるかというと、金星が太陽から大きく離れることで太陽光の影響を受けずに観察できる時間が長くなり、また金星の半分ほどが太陽に照らされることで明るく見えるためです。

※　「Q3-2. 惑星が見やすいのは、どんなとき？」も参照。

A．

流れ星（以下「流星」）も隕石も、宇宙から地球にやってくることに変わりはありません。

しかし、その起源は異なります。

流星は、主に彗星が撒き散らしていった塵などに由来します。その大きさは、大きいものでも数㎝ほどしかないため、ほとんどが大気中で燃え尽きてしまいます。

発光の仕組みや流星群については、「Q4-2. 流星群ってなに？」をご覧ください。

一方隕石は、「小惑星」と呼ばれる小さな岩石のような物質に由来しています。

小惑星の多くは火星と木星の間に存在していますが、地球の周りにも存在しています。この小惑星やそのかけらが、燃え尽きずに地上まで落下してくるのが隕石です。

隕石は世界各地で発見されていますが、実は宮城県でも発見されています。その隕石は1984年に黒川郡富谷町で発見され、「富谷隕石」と名付けられました。現在は国立科学博物館に保管されています。

詳しくは、ソラリストVol.23や富谷隕石30周年記念インタビューをご覧ください。

A．

毎年ほぼ同じ時期に、夜空のある一点から放射状に出現する流星の一群のことを流星群といいます。

流星とは、宇宙空間に漂っている塵や砂粒が地球の大気にぶつかり、大気や塵の成分が光を放つ現象です。

流星の元になる塵は、主に彗星（すいせい）が通った後に残ったものです。

彗星は氷や塵でできており、太陽に近づいてくると氷が溶けて、塵を宇宙空間に撒き散らします。その塵は、彗星の軌道に沿って宇宙空間に広がり、しばらくの間帯状に残り続けます。

もし、地球の太陽の周りを回る軌道と彗星がたどった軌道とが交差していれば、彗星が残していった塵の帯を地球が横切ることになります。その時、塵の粒子が地球の大気に飛び込んでくることで、流星群として見ることができるのです。

地球は1年かけて太陽の周りを1周するため、毎年ほぼ同じ時期に塵の帯と交差して、特定の流星群を見ることができます。

また、同じになるのは時期だけではありません。交差する角度もほぼ変わらないため、流星群を地上から見ると流星が空のある一点から放射状に流れるように見えます。その点を放射点と呼んでいます。そして、その放射点がどの星座にあるかによって、その流星群の名前が決められるのです。

なお、流星群に属さずランダムな方向に流れる流星を「散在流星」と言います。

塵を撒き散らしていった彗星を流星群の「母天体」といいます。

流星群によって流れる速さや色、個数、母天体などが異なるので、それぞれの特徴を知っておくとより流星群の観察を楽しめるでしょう。

＜主な流星群はこちら＞

（誠文堂新光社「天文年鑑2024年版」参照）

☆印の3つの流星群は「三大流星群」とも呼ばれ、毎年ほぼ安定して多くの流星が流れます。

今年の三大流星群の情報は「おすすめの天文現象」をご覧ください。

※1　もともとは「壁面しぶんぎ座」という星座に放射点があったため、この呼び方が慣例になっている。

※2　母天体の名からとって、ジャコビニ流星群と呼ばれていた。

※3　毎年ではなく、数年から数十年の周期で活動が活発になると予想されている流星群。

A．

国際宇宙ステーション(International Space Station：ISS)は日本、アメリカ、ロシア、欧州など計15ヵ国が協力して建設し、運用している宇宙の有人実験施設です。

1998年に組み立てが始まり、2011年7月に完成しました。完成後、宇宙飛行士たちはこのISSに長期間滞在し、地球や宇宙を観測したり、宇宙環境を利用した様々な研究や実験を行っています。

ISSは、地上から約400km離れた地球周回軌道上で、約90分で地球の周りを一周します。その高度は、最低高度278km、最高高度460kmの範囲の軌道に維持されています。

ISSは、大気の抵抗などにより毎月約2.5kmずつ徐々に高度が低下するため、毎年数回ブースターを使ってより高い高度に移動させる必要があります。およそ2周回（3時間）に渡ってエンジンを作動させ、数km高い高度に押し上げています。

ISSは2016年に運用を終える予定でしたが、現在2024年までの運用延長が発表されています。

2024年以降のISSの未来はまだわかりませんが、運用を民間へと移して商業用途での活用なども想定されています。

ISSの今後の動向に注目しましょう。

A．

国際宇宙ステーション（ISS）は、宇宙空間に浮かぶ有人実験施設です。上空約400kmを飛んでおり、約90分で地球のまわりを一周しています。

その大きさはサッカー場と同じぐらい巨大なため、条件が揃えば1等星以上の明るさで輝きます。光の点が、音もなく空をすーっと横切る様子を観察することができるでしょう。

同じように、空を横切る光には流れ星と飛行機が考えられます。

流れ星とのわかりやすい違いは、移動するスピードです。流れ星は一瞬で消えてしまいますが、ISSはもう少しゆっくりと動きます。

飛行機と見分けるには、点滅しているかを確かめましょう。飛行機の場合、赤・青・白のライトが点滅しています。ISSが光って見えるのは、太陽の光に照らされ輝いているためであり、明るさが変わることはあっても点滅することはありません。

ISSが見える条件は、次の3つです。

①ISSが観察地付近の上空を通ること

②地上は太陽の光が届かず暗い状態であること

③ISSには太陽の光が当たり光っていること

そのため、ISSは日の出前と日没後の2時間ほどの間に見えることが多くなります。ISSの日照時間が長くなる夏至のあたりを除いて、真夜中頃にはISSを見る機会が減ってしまいます。

ISSがいつ見られるのかの予報は、KIBO宇宙放送局が運営しているホームページなどで知ることができます。

A.

星のでき方は、砂場で泥団子を作るときと似ているところがあります。泥団子は砂場の砂をかき集め、ぎゅっと固めてひとつの塊にしていきます。星のもととなるのは宇宙に存在する水素のガスです。何かのきっかけでガスの濃い部分ができると、ガス自身の重力でどんどんガスが集まり、さらに濃くなっていきます。そうすると重力は強くなり、さらに多くのガスを集めて、縮み、濃くなります。濃くなって重力が強くなり、ガスを集めて縮み、濃くなり、というのを繰り返して、やがて泥団子のようなガスの塊ができるのです。

星のできるときと泥団子を作るときとでは全く違う点があります。ガスは縮むと、どんどん温度が高くなります。温度とは、そこにある原子や分子の動きの激しさで決まります。穏やかなほど温度は低く、激しいほど温度は高くなります。それではなぜガスが縮むと温度が高くなるのでしょうか。ここで、体育館と自分の部屋、それぞれでスーパーボールを投げた様子を思い浮かべてみてください。体育館は広いのであまり跳ね返らないのに対し、自分の部屋ではあちこちにぶつかって激しく動きます。原子や分子も同じで、ガスが縮むと飛び回る空間が小さくなり、その分激しく動き回ります。そのため、ガスが縮むと温度が高くなるのです。

ガスの塊の中心はギュウギュウに縮んで、非常に高温になります。一定の温度を超えるとそこで核融合反応という反応が起こり始め、ガスの塊全体が光り始めます。こうして星は誕生するのです。

A．

月が太陽を隠す現象を「日食」というように、月が恒星を隠す現象を「星食」といいます。

月は約27.3日で地球の周りを回っているため、地球上から見ると星座の間をゆっくり移動していくように見えます。

その中でも月が明るい恒星を隠すときには、その恒星の名前を用いて「○○食」といいます。

（例）アルデバラン食、レグルス食･･･etc

▲月が恒星を隠す様子（概念図）

月に恒星が隠れる瞬間を「潜入」、月から恒星が出てくる瞬間を「出現」といいます。

観察する場所によって潜入時間、出現時間が異なるため注意が必要です。

▲緯度による見え方の変化（概念図）

A．

星の明るさを表す単位には、「光度」や「等級」などがあります。なかでも良く知られているのは「1等星」や「6等星」といった表現でしょう。

1等星が一番明るく、2等星、3等星と数字が大きくなるにつれ、星の明るさは暗くなります。1等星と6等星の明るさを比べると、1等星は6等星の100倍程度の明るさです。

ここで言う「等級」や「等星」の基礎となる「星の明るさ」をグループ分けする方法が誕生したのは、紀元前2世紀頃までさかのぼると言われています。190－120年頃に活躍した古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスが、星の明るさを1等から6等までに割り振って、6段階のグループを作りました。その分類では、最も明るい星たちを1等、肉眼でやっと確認できる暗い星を6等としています。

その後、この分類は紀元前140年頃プトレマイオスが出版した書物にも採用され、星の識別に便利なことから広く使われるようになりました。その後望遠鏡が発明され、6等より暗い星を7等や8等としたり、さらに星の明るさを細かく分けるために小数を使ったりし始めました。なお、当時は天文学者によって数値が異なることがしばしばあったようです。

現在は、1856年にノーマン・ポグソンが考えた「1等の星の明るさは6等の星の明るさの100倍」という決め方を踏襲して「等級」や「等星」が使われています。観測技術が進歩したことで、星の明るさを高精度で測定できるため、「等級」は「1.0等級の星の明るさが6.0等級の星の明るさの100倍」と小数も使って定義されています。この尺度を使うと、等級が1.0変わるとき、明るさはおよそ2.5倍変わることになります。

またこの定義に基づけば、非常に明るい星の等級にマイナスの数値を使えたり、恒星に限らずに暗い天体を10等級を上回る数値で表すことができるのです。

とはいえ、シンプルで分かりやすい1等星や6等星といった「等星」を使ったグループ分けは今でも広く使われています。（※1）

一般的に、等級を整数になるように四捨五入した値が、その星の等星とされます。ただ、0.5未満の星については同じように0等星、-1等星、-2等星とする場合もありますが、慣例として1等星に含めることもあります。

【全天の1等星の一覧】

 ・シリウス（おおいぬ座）　　　　　　　　　　　-1.5等級
・カノープス（りゅうこつ座）　　　　　　　　 　-0.7等級
・リギル・ケンタウルス（ケンタウルス座） ※2     -0.3等級                   
・アークトゥルス（うしかい座）　　　　　             0.0等級　　　
・ベガ（こと座）　　　　　　　　　　　　             0.0等級
・カペラ（ぎょしゃ座）　　　　　　　　　　　　  0.1等級
・リゲル（オリオン座） 　　　　　　　　　　　　 0.1等級
・プロキオン（こいぬ座）                      　　　　     0.4等級
・ベテルギウス（オリオン座）                        　       0.5等級
・アケルナル（エリダヌス座）                　　　　    0.5等級
・ハダル（ケンタウルス座）                   　　　　　 0.6等級
・アクルックス（みなみじゅうじ座） ※2        　　  0.8等級
・アルタイル（わし座）                        　　　　　   0.8等級
・アルデバラン（おうし座）        　　　　　            0.9等級
・アンタレス（さそり座）                      　　   　　  1.0等級
・スピカ（おとめ座）            　　　　　　               1.0等級
・ポルックス（ふたご座）                      　　　　     1.1等級
・フォーマルハウト（みなみのうお座）                    1.2等級
・デネブ（はくちょう座）                     　　　　　   1.2等級
・ミモザ（みなみじゅうじ座） ※2          　  　　　  1.2等級
・レグルス（しし座）                         　　　　　　   1.4等級

（『理科年表2021』参照）

※1　「等星」が「等級」と同じ意味で使われている場合もあります。 

※2　固有名は国際天文学連合の表記を参照。

A．

星（恒星）が急に明るさを増して、まるで新しい星が生まれたように見える現象を「新星」と呼んでいます。

そして、新星の中でも非常に明るく輝くものを「超新星」と呼んでいました。

しかし、研究が進むと「新星」と「超新星」は全く別の現象であることが分かってきたのです。

【新星】

恒星が数日のうちに急激に明るくなり、その後数ヶ月から数年かけてゆるやかに暗くなって元の状態にもどるのが「新星」です。

明るさはおよそ8等級から15等級以上も増えるといわれます。

新星の正体は「白色矮星」です。

巨星に進化しつつある恒星から近接した連星系をなしている白色矮星へとガスが流れ込み、白色矮星の表面に降り積もったガスが核爆発を起こすことで明るさが増します。

輝きが弱まった後もその星は残っているため、再びガスが降り積もることことで定期的に繰り返し起きると考えられています。 

巨星（右）から白色矮星（左）へとガスが流れ込む

（Illustration Credit & Copyright: David A Hardy & PPARC / NASA）  

【超新星】
超新星は、恒星全体が爆発することで急激に明るくなります。

星が粉々になるため、新星と異なりしばらくすると肉眼では見えないくらい暗くなります。

超新星には連星型だけでなく単独星型があり、それぞれ爆発の原理などが異なります。

また、爆発後に残された星雲は「超新星残骸」と呼ばれます。

・連星型（Ⅰa型（※））

連星型の超新星が起きるシナリオには2種類あります。

1つめが、新星と同じように連星系をなしている星からガスが流れ込む場合です。白色矮星の質量が星を維持できる限界質量を超えたときに爆発を起こすと考えられています。

2つめは、連星系の2つの白色矮星が合体した場合です。合体した時の質量が限界質量を上回ると、1つ目のシナリオと同じように爆発を起こします。

なお、どちらのシナリオでも、爆発せずにつぶれて別の種類の星になる場合もあると考えられています。

超新星ごとの明るさや減光の違いはあまりなく、爆発後約20日で最大の明るさに到達して、絶対等級で-19等程度になるといわれます。

また、この絶対等級がほぼ一定である性質を利用して、遠くの銀河までの距離の推定などにも利用されています。

・単独星型 （Ⅱ型、Ⅰb型、Ⅰc型）

単独星型の超新星は、大質量の星 （太陽の8倍以上の質量をもつ恒星）が、進化の過程でその一生の最後に起こす爆発です。

爆発は星の重力崩壊に起因するものと考えられていますが、そのメカニズムは十分には解明されていません。

最大の明るさは絶対等級で-17等程度ですが、明るさや減光の様子は天体によって異なります。

超新星では1054年におうし座で見られた「かに星雲」が有名です。

銀河系内の比較的地球に近い星が起こしたので、昼間でも見えるほど明るくなり、その記録が日本や中国に残っています。

また、1987年には大マゼラン雲に現れたものが話題になりました。超新星は、毎年複数個発見されていますが、ほとんどが我々の銀河系以外の銀河の中に存在するものなので、肉眼では見られない明るさのものが多いです。

※　Ⅰa型、Ⅱ型、Ⅰb型、Ⅰc型は分光観測による分類

A．

曜日の名前は太陽・月・惑星の名前に由来します。

日＝太陽、月＝月、火＝火星、水＝水星、木＝木星、金＝金星、土＝土星

なぜこのように曜日と惑星が関係しているのでしょうか。

昔の人々は規則的な動きをする夜空の星々から時間や季節を読み取っていました。そんな星々の中で5つの星だけが星を追い越したり途中で引き返したりして不思議な動き方をしていることを発見しました。これらが惑う星「惑星」です。5つの惑星は肉眼で見ることのできる水星、金星、火星、木星、土星です。

現在、私たちはこれらの惑星が太陽を中心にまわっていることを知っています。ですが、昔の人々は地球を中心に惑星や太陽、月が回っていると考えていました。並び順は図のように地球から近い順に、月、水星、金星、太陽、火星、木星、土星です。

そして太陽、月、5つの惑星が時間や空間を支配すると考えていたのです。

また、月が新月から上弦、上弦から満月、満月から下弦、下弦から新月へと変わる間隔がそれぞれ7日間ぐらいだということも判明していました。このため人々は、この7日間をそれぞれ7つの星の神が支配していると考えたのです。これが「1週間」という考え方の基になりました。

曜日の順番もこの考え方に沿って決められています。

表のように1日目は最も遠いところを回る土星の神が支配する「土星の日」で、1時間ごとに、土星、木星、火星、太陽......と遠い順に交代していきます。24時まで続けると、2日目は太陽から始まり、太陽が全体を支配する「太陽の日」になります。その後も同じように１時間で交代していくと、毎日の最初にくる惑星は「土日月火水木金」の順になるのです。ちなみに1日を24時間にすることは、黄道12星座に基づき、すでに決められていました。 　

どの曜日を週の初めとみるかは、時代や地域によって違うようですが、このような考え方で1週間のそれぞれの曜日が決められました。

また火星（Mars）と火曜日（Tuesday）などの「曜日の名前」と「惑星の名前」の関係については以下のウェブページをご覧ください。

曜日の名前（国立天文台　暦計算室） 

参考資料：「暦と占いの科学」永田久（新潮選書）

1年を24の区分に分け、それぞれに名前をつけた季節を表現する言葉のひとつです。

24ある区分の名前はどれも漢字2文字で、それぞれの時季の特徴を簡潔に表しています。主に特定の瞬間やその瞬間を含む日を指すことが多いですが、そこから次の節気までの期間を指すこともあります（※）。春分や秋分も二十四節気のひとつです。

二十四節気は、かつて古代中国で使われていたと考えられています。太陽の運行から季節の移り変わりを読み取り、農作業などの目安とされました。

月の満ち欠けをもとに日付を定めていた太陰太陽暦においても、季節変化を知るための指標とされました。二十四節気を用いることで、暦と季節とのずれを修正することができるのです。

二十四節気の他にも、節分や彼岸、土用などの雑節や、より細かく季節の変化を言い表した「七十二候」という表現もあります。七十二候には、現在一般的に広まっているものだけでなく、江戸時代の仙台藩で独自に考案されたものなども存在しています。

※　このウェブページでは特定の瞬間のことを指します。その瞬間を含む日は「○○の日」と表します。

▲二十四節気と地球・太陽の位置関係

A．

「春分の日」とは、太陽がちょうど「春分点」を通過する瞬間を含む日のことです。 「秋分の日」とは、太陽がちょうど「秋分点」を通過する瞬間を含む日のことです。

地球は太陽の周りを１年間かけて１周するため、地球から見ると、太陽は星座をつくる星々の間を動いていくように見えます。 この太陽の通り道のことを「黄道」とよびます。 一方で地球の赤道を天までずっと延長したものを「天の赤道」、北極と南極を延長した点を「天の南極」、「天の北極」とよんでいます。

「黄道」と「天の赤道」は、お互いがおよそ23.4度で交差しているため、2点で交わることになります。 この2点のうち、太陽が南側から北側に通過する点を「春分点」、北側から南側に通過する点を「秋分点」とよび、 太陽がちょうど「春分点」を通過する瞬間を二十四節気のひとつ「春分」としています。そして、「春分」を含む日のことを「春分の日」と決めています。「秋分」や「秋分の日」も同じように決まります。

「春分点」を基準に決められています。太陽が「春分点」から黄道上を15度移動するごとに次の節気へと変わっていきます。

例えば、春分点から15度進んだら「清明」、さらに15度進んだら「穀雨」になります。

地球が太陽の周りを1周するのにかかる時間は、カレンダーでの1年間（365日）ちょうどではないからです。そのため、太陽が春分点を通り過ぎてからまた春分点に戻ってくるまでの時間も1年間ちょうどではなくなります。実際には365日では足りず、約6時間（0.2422日）が追加で必要になります。

そのため、何もしなければ「春分」はもちろん、他の節気も毎年約6時間ずつ日時が遅くなっていきます。この差は、4年間でおよそ1日分のずれとなります。

地球から見た実際の太陽の位置と暦とのずれを調整するために、365日に1日分を追加したうるう年（366日）が設けられます。

▲うるう年の考え方と暦上のずれ

うるう年のルールは次の３つです。

①    4年に1度、1日追加する。（2004年，2008年，2012年など）

②    100年に1度、1日追加しない。（1800年，1900年など）

③    400年に1度、②を無視して1日追加する。（2000年など）

春分点にあった太陽が、翌年にまた春分点に到達するまでにかかる時間がちょうど365日＋6時間であれば、うるう年のルールは①だけで済みます。

しかし実際には＋6時間きっかりではないため、4年ごとに挿入されるうるう日によって逆に約45分早く春分点に到達することになります。この約45分のずれを補正するために設けられているのが、②や③のルールです。

このルールに則って「春分」や「秋分」を始めとする二十四節気の日時が変動します。その時に日付を跨いで動くことで、「春分の日」や「秋分の日」も変わることになります。

二十四節気や「春分の日・秋分の日」は、前年の2月1日に国立天文台が発表する「暦要項」が官報に掲載されることによって正式決定となります。 日付が前年に決定する理由は、月や惑星の影響や地球の自転速度の変化などによって、地球の運行状況が常に変化しているからです。

A．

太陽が南中してから次に南中するまでを「１太陽日」と言います。

太陽の見かけの動きは一定ではないため、太陽日は1年を通して変化します。太陽の見かけの動きが変わる理由は次の2つです。

①地球の公転軌道が円軌道ではなく楕円軌道であり、公転速度などが一定ではないこと

②地軸が公転面に対して約23.4度傾いたまま公転していること

このばらつきを一定にするため、1年分の太陽日を平均したものが「平均太陽日」です。そして、この平均太陽日に基づく時刻系を「平均太陽時」としています。これは私たちが普段使っている時間の尺度と同じであり、1年を通じて変化することはありません。

対して、各日の太陽日に基づいた時刻系を「視太陽時」といいます。太陽日の長さが変わるため、視太陽時も1年を通じて変化します。

平均太陽時と視太陽時とのずれを「均時差（※1）」といいます。日本の場合、標準時子午線が通る兵庫県明石市であっても、均時差が0になる日でなければ正午の太陽の位置は真南より東西方向にずれます。その均時差の大きさ（絶対値）は最大で約16分にもなるのです。(※2)

夏至の日は、1年で昼の時間が一番長い日です。均時差がなく、毎日南中時刻が正午であれば、自ずと日の出時刻が一番早く、日の入り時刻が一番遅くなることでしょう。昼の時間が一番短い日である冬至の日はその逆です。

ですが、均時差があるため日の出・日の入り時刻が一番早い日・遅い日が単純に夏至の日や冬至の日とはなりません。

春分・秋分の日の昼間の長さが12時間ちょうどでない理由は、均時差の影響だけではありません。均時差に加えて、次の2つも関係してきます。

①太陽の上端が地平線に接するときに日の出（昼の始まり）、太陽がすべて地平線下に沈むときを日の入り（昼の終わり）としている。（※3）

②地平線の近くに天体がある時、大気による屈折で実際の高さよりも天体が上に見える。

①のルールで日の出・日の入り時刻を決めると、太陽の直径分、昼が夜よりも長くなります。さらに、太陽が地平線の下に隠れていたとしても、②により太陽の上端が見えることで、昼の長さが長くなります。

このことにより、春分・秋分の日の明石市では、1日の半分である12時間よりも6分強、昼の長さが長くなるのです。

※1　均時差は視太陽時から平均太陽時を引いた値として定義されます。そのため、負の値にもなります。

※2　均時差は2月中旬に最小（約-15分）、11月初旬に最大（約+16分）になります。また、均時差が0になるのは、年に4回で、4月15日、6月14日、9月1日、12月25日頃です。

※3　「Q6-7. 日の出と日の入り・月の出と月の入りの時刻の決め方は？」も参照。

A．

新聞などに掲載されている日の出と日の入りの時刻には、きちんとした定義があります。

太陽の頭の部分（上端）が水平線と接する瞬間が日の出の時刻となります。また、太陽がすべて地平線へ沈み見えなくなる瞬間が日の入りの時刻となります。

これらを踏まえて、ぜひ新聞などに掲載されている通りの時刻に、太陽や月が実際に地平線から出てきたり沈んだりするのか確かめてみてください。

周囲の地形はもちろん、自分の身長や観測地域の高度によっては、予報通りの時刻とずれる可能性があります。また予報とずれる理由には、大気の影響も含まれます。（※）

※　大気の影響については「Q6-6. 夏至に日の出の時刻が一番早く、日の入りの時刻が一番遅くならないのはなぜ？（以下略）」を参照。

A．

クリスマスツリーの由来には諸説ありますが、宗教改革で知られるマルティン・ルターがこのイルミネーションを始めたと言われています。

ルターは礼拝の帰り道に、森の木々の間にきらめく無数の星の美しさに感動して、子供たちにその美しさを伝えるために、もみの木を持ち帰って、枝にたくさんのロウソクを飾り、星空を再現しました。

現在ではロウソクから電球へと姿を変えましたが、世界中でクリスマスツリーが飾られています。

ツリーのてっぺんに飾られる星は「ベツレヘムの星」と呼ばれ、イエス・キリストが誕生した時に空に明るく輝いたと言われる星に由来しています。

ベツレヘムの星が一体どんな星だったかについては、二つの惑星が重なり合って明るく見えたという説や、明るい彗星がやってきたという説など、諸説ありますが、本当のところはわかっていません。

A．

天の川は、星が無数に集まって雲の帯のように見えるものです。

ぼんやりとした天の川を見るには、

①街灯や看板の明かりが少ない、空が暗いところ

②山や建物が密集していない、空が開けたところ

がおすすめです。

街明かりは淡い星の光をかき消してしまうので、全く無いに越したことはありません。

また、冬よりも夏の方が天の川が濃く見えるのでおすすめです。

もちろんすっきりと晴れた日でなければ見えません。さらに月明かりが強いとはっきり見えません。

【仙台市天文台から比較的近く、天の川が見られるところ】

☆泉ヶ岳方面（手軽に楽しみたい人向け）

☆蔵王方面（街明かりが少なく空が澄んでいるが、寒いので防寒対策が必要）

☆山元町方面（海岸沿いは空が暗く、海があるため東の空が開けている）

 （観察に行く場合は、近隣住民の迷惑にならないようご配慮をお願いします）

A．

地球は北極点と南極点を結ぶ軸（地軸）を中心に自転しています。地軸の北極側が指し示す方を真北（しんぽく）と言います。地図などの「北」は、この真北を表しています。

それに対し、方位を知るのに使われる方位磁石は地球の磁場に従っており、地場が指し示す北（N極）のことを磁北（じほく）といいます。

磁北（N極）は真北と少しずれており、この差のことを「偏角」と言います。

偏角は場所によってわずかに異なり、仙台では現在8度ほど西です。そのため真北を確かめるには、方位磁石が示す北（N極）よりも東に8度ずらして修正する必要があります。

また、北を指し示す星として有名な北極星は、地軸を北へ伸ばした方向である天の北極から0.85度ずれたところにあります。ですから、北極星は一年中ほとんど動かず、ほぼ北を示す星なのです。

さらに北極星の地平線からの高さは、その土地の緯度と同じになります。

どこか旅行へ行ったら、夜空で北極星の高さを観察してみると、地球の緯度の違いを味わうことができるでしょう。

A．

仙台市天文台の1.3m反射望遠鏡の位置はこちら。

緯度　　北緯 38°15′22.99″

経度　　東経 140°45′18.56″

標高　　165m

A．

オーロラは北極や南極周辺の、緯度が高い地域で見ることができます。緯度が高い＝寒い地域で見られると思われがちですが、寒い地域で見られるというのは間違いです。オーロラと気温は全く関係ありません。

ごく稀に、仙台でオーロラと思われるものが見られたこともありますが、それはとても珍しいケースです。基本的には仙台よりももっと緯度が高い地域で見られます。

A．

オーロラとは、太陽からやってきたプラズマと呼ばれる電気を帯びた粒子が、地球の大気の酸素や窒素とぶつかることで光り輝く現象です。しかしそんなオーロラの種ともいえるプラズマは、太陽からやってきても地球に真っ直ぐに降り注ぐわけではありません。なぜなら地球にはプラズマから身を守るバリアが備わっているからです。

そのバリアの正体は、"磁場"と呼ばれる磁石の力が働いている空間です。地球は北極をS極、南極をN極とした大きな棒磁石のようになっており、地球の周りには北極と南極を結ぶように磁石の力が発生しています。そのため地球全体を覆うバリアのように磁場が存在し、電気を帯びているプラズマはこの磁場によって弾かれます。

しかし、このバリアもすべてのプラズマを防ぐことはできません。一部のプラズマはバリアの内側へ侵入します。侵入したプラズマは、磁石の力の出どころである、北極や南極の方に移動していきます。そうして、その周辺から地球の大気に流れ込み、オーロラを発生させるのです。

このような理由で、オーロラは緯度が高い地域で多く見られることになります。

▲地球の磁場の様子

A．

基本的には、オーロラは北極や南極の周辺の緯度が高い地域で見られる現象です。しかし太陽の活動が活発な時期にはオーロラの規模も拡大し、ごく稀に仙台でもオーロラが見られるときがあります。過去に実際に見ることができたという記録も残っています。

しかしいくらオーロラの規模が拡大しても、テレビなどで見るようなカーテン状に広がる壮大なオーロラは見られません。仙台で見られるオーロラは「低緯度オーロラ」として観測されます。低緯度オーロラとは、北の空の低い場所に淡く赤色に見えるオーロラです。写真などでよく見られる緑色のオーロラに比べ、赤色のオーロラはより上空の高いところに発生します。そのため、仙台からは緑色の部分は地平線に隠れて見えず、高い赤い部分だけが見えるというわけです。

2024年5月11日から12日にかけて日本各地でオーロラが見られ、仙台でもオーロラと思われる光を撮影することができました。太陽の活動が活発な時期というのは、約11年の周期で繰り返しやってくることがわかっています。活発な時期には、また仙台でもオーロラが見られるかもしれません。

▲低緯度オーロラの仕組み