翻刻
或￣ハ分-秒乖-違￣セハ。交-食豈￣ニ能￣ク密-合￣ナランヤ。故￣ニ必￣ス細＿二-審￣ニシ其行度＿一然後
可＿二立＿レ法致＿一レ用￣ヲ也。蓋太陰￣ハ不＿レ循＿二黄道￣ノ一線￣ニ＿一。自-行一-月游
輪。径￣リ約￣ルニ十二度。出＿二-入￣シテ黄道￣ノ内外￣ニ＿一。相＿二-距遠＿一者￣ノ各六度其
輪交￣テ＿二黄道￣ニ＿一。如＿二 一小-環＿一。繫＿二于黄道＿一帯行￣ス焉。其本-旋之外。
有＿二平-行一日十三度有奇＿一。但此￣ノ行之界有￣リ＿レ 四。一-界￣ハ是￣レ
従＿二某宮-次￣ノ度-分￣ニ＿一。起￣ス＿レ算￣ヲ。此界￣ハ定￣テ而不＿レ動。二界￣ハ為＿二本-天之
最高￣ト＿一。此￣レ非￣ス＿二定界￣ニ＿一。毎日 自（ミ）順＿レ 天￣ニ右行七分有奇。是￣レ月距￣タリ＿二
本天￣ノ最高￣ニ＿一。一日之行為＿二 十三度三分有奇￣ト＿一。故其平行
二十七日三十刻有奇￣ニシテ為＿二 一周￣ヲ＿一。已￣ニ復＿二於宮次￣ノ元度＿一。又
必￣ス再-行二十三刻有奇為＿二 二十七日五十三刻￣ト＿一。始￣テ能￣ク
及＿二于本天之最高￣ニ＿一。今謂＿二之￣ヲ月￣ノ自-行￣ト＿一。元謂＿二之￣ヲ転周￣ト＿一。満＿二 一-
周￣ニ＿一謂＿二之￣ヲ転終￣ト＿一。其最高￣ハ。則行￣クコト八-年有奇￣ニシテ而周-天￣ス。謂＿二之￣ヲ月
孛＿一。《割書：月孛￣ハ。是￣レ月行￣ク＿二極-高極-遠￣ノ｜之点＿一。後人謂＿二之月孛星￣ト＿一。》三界￣ハ為＿二黄白二道相-交之
所￣ト＿一。謂＿二之￣ヲ正交中交￣ト＿一。此￣ノ界亦 自（ヲ）有￣リ＿レ行乃逆-行也。毎日三
分有-奇則月￣ノ平-行距￣ルコト＿二正交￣ヲ＿一。一日為＿二 十三度十三分有
奇￣ト＿一。至＿二 二十七日二十七刻￣ニ＿一。減＿二交行之一度二十三分￣ヲ＿一。
得＿二 二十七日十五刻有奇＿一。月乃囘＿二于元界＿一。謂＿二之交終￣ト＿一。
四界￣ハ是￣レ与￣ル＿二太陽￣ノ去離￣ニ＿一。太陽￣ハ一日約￣スルニ行一-度則太陰距＿二
太陽￣ヲ＿一遅￣コト為＿二 十二度十分有奇＿一。至＿二 二十九日五十三刻
有奇＿一。遂￣ニ及￣テ＿二太陽＿一。復与＿レ之会￣ス。謂＿二之朔策￣ト＿一。古￣ハ謂＿三月行￣ト＿二 九道￣ヲ＿一。
現代語訳
（前頁より続く）もし（計算が）分・秒でもくい違えば、交食（日食・月食）をどうして精密に合わせることができようか。ゆえに必ずその運行の度数を細かく精査した上で、はじめて法則を立てて実用に供することができるのである。
そもそも月は黄道の一線には従わず、自ら一ヶ月かけて游輪（遊輪）を運行する。（その游輪の）径は約十二度で、黄道の内外に出入りし、（黄道から）最も遠く離れたところはそれぞれ六度である。その輪は黄道と交わること、ちょうど一つの小さな環（輪）が黄道の帯に繋がれて（ともに）運行するようなものである。
その本旋（自転・固有の運動）の外に、一日に十三度余りの平行（平均運動）がある。ただしこの運行の基準（界）には四つある。
第一の界は、ある特定の宮次（星座の度分）から計算を起こすものである。この界は固定していて動かない。
第二の界は、本天（固有天）の最高点（遠地点）である。これは固定した界ではなく、毎日天に順じて右（西）に七分余り進む。これは月が本天の最高点から（測った）一日の行が十三度三分余りとなるためである。ゆえにその平行（平均運動）では二十七日三十刻余りで一周し、すでに宮次の元の度（出発点）に戻る。しかしさらに二十三刻余り再び進んで二十七日五十三刻（計）となって、はじめて本天の最高点に達することができる。
これを今は「月の自行（固有運動）」と言い、もとは「転周（てんしゅう）」と言った。一周を満たすことを「転終（てんしゅう）」と言う。その最高点（月孛）は、八年余りで天を一周する。これを「月孛（げっぱい）」という。《割注：月孛とは、月が極めて高く極めて遠い点のことである。後の人々はこれを「月孛星」と呼んだ。》
第三の界は、黄道と白道との二道が交わるところで、これを「正交・中交」という。この界もまた（独自の）運行があり、すなわち逆行する。毎日三分余り（逆行する）。よって月の平行が正交から離れる一日の行は十三度十三分余りとなる。二十七日二十七刻に至って、交行（交点の運動）の一度二十三分を差し引くと、二十七日十五刻余りを得る。月はこれで元の界（出発点）に戻る。これを「交終（こうしゅう）」という。
第四の界は、太陽からの離れ（距離）によるものである。太陽は一日に約一度進むので、月が太陽から遅れること一日に十二度十分余りである。二十九日五十三刻余りに至って、ついに太陽に追いつき、再び（太陽と）会する。これを「朔策（さくさく）」という。
古くは、月は九道を行くと言った。
英語訳
(Continuing from the previous page:) If (the calculation) is off even by a minute or a second, how could an eclipse (交食) possibly be computed with precision? Therefore, one must carefully and meticulously examine the degrees of its motion, and only then can one establish methods and put them to practical use.
In general, the Moon does not follow the single line of the ecliptic, but on its own traces the "touring circle" (游輪, epicycle/orbit) in the course of one month. The diameter (of this circle's inclination) is approximately twelve degrees; it enters and exits the inner and outer sides of the ecliptic, and the farthest distance (from the ecliptic) on each side is six degrees. This circle intersects the ecliptic like a small ring attached to the belt of the ecliptic and travels along with it.
Beyond its own intrinsic revolution (本旋), the Moon has a mean motion (平行) of more than thirteen degrees per day. However, there are four reference frames (界) for this motion:
The **first frame** takes as its starting point the calculation from a certain degree and minute of a particular celestial mansion (宮次). This frame is fixed and does not move.
The **second frame** is the apogee (最高) of the Moon's own sphere (本天). This is not a fixed frame; it advances to the right (westward), following the heaven, by more than seven minutes each day. This is because the Moon's daily motion measured from the apogee of its own sphere is more than thirteen degrees and three minutes. Therefore, in terms of mean motion (平行), the Moon completes one revolution in twenty-seven days and thirty marks (刻) and some fraction, already returning to the original degree of the celestial mansion (from which it started). Yet it must travel an additional twenty-three marks and some fraction — totaling twenty-seven days and fifty-three marks — before it can at last reach the apogee of its own sphere again.
This is now called the Moon's "self-motion" (自行, proper motion), and was formerly called the "revolution period" (転周). Completing one full revolution is called the "completion of revolution" (転終). The apogee itself (月孛) traverses the entire heaven in a little over eight years. This is called the "lunar apogee" (月孛, *geppai*). [Interlinear note: The lunar apogee (月孛) is the point at which the Moon's path is at its most extreme height and farthest distance. Later people called it the "lunar apogee star" (月孛星).]
The **third frame** is the location where the two paths — the ecliptic (黄道) and the lunar path (白道) — cross each other. These are called the "ascending node" (正交) and the "descending node" (中交). This frame also has its own motion, which is retrograde, advancing (retrograde) by more than three minutes each day. Consequently, the Moon's mean daily motion measured from the ascending node amounts to more than thirteen degrees and thirteen minutes. At twenty-seven days and twenty-seven marks, subtracting the nodal motion of one degree and twenty-three minutes, one obtains twenty-seven days and fifteen marks and some fraction. The Moon thereby returns to its original node. This is called the "nodal period" (交終).
The **fourth frame** concerns the Moon's angular separation from the Sun. Since the Sun travels approximately one degree per day, the Moon falls behind the Sun by more than twelve degrees and ten minutes each day. After twenty-nine days and fifty-three marks and some fraction, the Moon finally catches up with the Sun and conjoins with it again. This is called the "synodic period" (朔策).
In antiquity, it was said that the Moon travels through nine paths (九道).