皆既日食

日食（にっしょく、元の用字は日蝕）は太陽の一部分もしくは全体が月によって覆い隠される現象のことである。

月の地球周回軌道および地球の公転軌道は楕円であるため、地上から見た太陽と月の視直径は常に変化する。月の視直径が太陽より大きく、太陽の全体が隠される場合を皆既日食（かいきにっしょく）という。逆の場合は月の外側に太陽がはみ出して細い光輪状に見え、これを金環日食（きんかんにっしょく）という。皆既日食と金環日食、及び後述の金環皆既日食を中心食と称する。

中心食では本影と金環食影が地球上に落ちて西から東に移動し、その範囲内で中心食が見られ、そこから外れた地域では半影に入り太陽が部分的に隠される部分日食が見られる。半影だけが地球にかかって、地上のどこからも部分食しか見られないこともある。

場合によっては、月と太陽の視直径が食の経路の途中でまったく同じになるため、正午に中心食となる付近で皆既日食、経路の両端では金環日食になることがあり、これを金環皆既日食と呼ぶが、頻度は少ない。2005年4月9日にニュージーランドから中南米で観測され、次回は2013年に起こる。

また、日の出の際に太陽が欠けた状態で上る場合を特に日出帯食、逆に欠けた状態で日の入りを迎える場合を日没帯食と呼ぶ。

皆既日食の際には、普段は光球の輝きに妨げられて見ることができないコロナや紅炎（プロミネンス）の観測が可能になり、太陽の構造・物理的性質を調べる絶好の機会となり、太陽のみならず恒星一般の研究にも大きな役割を果たす。

月の表面にある起伏の谷間から太陽の光が点々と見える状態になることがある。これを発見者の名を取ってベイリーの数珠（ベイリービーズ）といい、古くから月に起伏がある証拠とされてきた。また、太陽がすべて隠れる直前と直後には、太陽の光が一か所だけ漏れ出て輝く瞬間がある。これはダイヤモンドリングとよばれる。

皆既日食が起こると夜空のように星が見えるようになり、明るさも夜と同じような状態になる。そのわずかな時間を利用して1919年に相対性理論の検証が行なわれた。皆既日食中に太陽周辺の星を観測すると、星からの光は太陽の重力場を通ってきて屈曲することになる。相対性理論で予想される方向と実際に観測された方向とを比較することで、相対性理論が正しいことが証明された。

太陽は黄道を1年で1周し、月は白道を約1か月で1周する。もし黄道と白道とが一致していれば（すなわち、地球の公転面と月の公転面が一致していれば）、朔（新月）には必ず日食が、望（満月）には必ず月食が起こることになる。しかし、実際には黄道と白道とは約5度の傾きでずれているため、日食や月食が起こるのは太陽・月が黄道・白道の交わる点（昇交点・降交点）付近にいる時に限られる。

太陽が交点付近にいる期間を食の季節と言い、食はこの期間以外には起こらない。食の季節は通常は年2回だが、3回ある年もある。これは、交点が太陽の動く方向と逆向きに動いているためであり、その周期は約19年である。食の季節には日食が少なくとも1回、多い時には2回起こる。よって日食は年に2〜4回は起きることになり、まれには5回起こる（1935年）。逆に、食の季節であっても月食は起きないこともある。

しかし、日食は月の影に入った地域でしか観測できないため、地球全体で見れば日食は頻繁に起きていても、ある地域に限定すると日食が観測されるのは少ないことになる。月食は、月食が発生している時に月が見えていれば必ず観測できるので、一般には月食の方が頻繁に起きていると認識されていることが多い。

ある日食から18年と10日（閏年の配置によっては11日）と8時間たつと、経度にして120度西の地点でよく似たタイプの日食が起こることが知られている。この周期は「サロス周期」と呼ばれ、紀元前から日食の予想に使われていたといわれる。

他の惑星でも、衛星が太陽を覆い隠す現象が起こっている。火星では衛星のフォボスやダイモスで、木星でもガリレオ衛星による日食が発生することが知られているが、それらの衛星の視直径は各惑星上での太陽のそれとはなはだしく異なり、地球上で見るような学術的・美的価値の大きなものとはならない。