翻刻
過￣テ＿二其心￣ヲ＿一。而￣シテ人￣ハ在＿二 地面￣ノ高所＿一。以￣テ視＿二 天地之両界￣ヲ＿一則地球￣ト
与＿二月天＿一非＿二平分＿一也。而少半￣ハ在＿レ 上。太半￣ハ在＿レ 下。約￣ルニ差一-度。
以＿二本法￣ヲ＿一推-算￣スルニ。月-已￣ニ出＿二正地平￣ヲ＿一。於￣テハ＿二 人所＿レ視之地平￣ニ＿一。尚少￣コト
一度。此￣レ謂＿二之￣ヲ視差＿一。惟￣タ月在￣レハ＿二 天頂＿一。正地平￣ト与＿二視地平之
極＿一。皆以＿二 一直線合￣テハ＿二于天頂￣ニ＿一。無＿レ有￣ルコト＿二視差＿一。過￣レハ＿二此左右￣ヲ＿一。不＿レ免＿レ
有＿レ差。愈遠￣シテ＿二 天頂￣ニ＿一。愈近￣ケレハ＿二 地平￣ニ＿一。其-差愈-甚￣シ。夫￣レ視￣ハ無＿レ他。常￣ニ降＿二-
下￣スル月-体数十分￣ヲ＿一耳。仮-令￣ハ日月同￣フシ＿レ度同￣ク在￣テ＿二近交之南＿一。又
因￣テ同＿レ度。並￣ンテ在￣テ＿二 地平上＿一。高￣コト二十度。則日￣ハ于￣ハ＿二視-地-平￣ニ＿一為＿二 十
九度五十八分＿一祗￣ニ降￣ルコト二分。月￣ハ于＿二視地平＿一為＿二 十九度￣ト＿一。直￣ニ
降￣コト一度。以＿二日月二差之較＿一。為＿二 五十八分矣。若￣キモ＿一日月同￣フシ＿レ
高￣ヲ共￣ルカ＿一レ度￣ヲ。而￣モ人視￣テハ＿レ之。月￣ハ常￣ニ下￣ルコト＿二于日￣ヨリ＿一 一度耳。不＿レ掩＿二日光＿一則
不＿レ食。若￣シ日月在＿二 地平上＿一。高七十度￣ナレハ。則日￣ハ無＿二視差＿一。月￣ハ視-
差止￣タ二十分。其降＿二于日＿一。亦止二十分￣ナレハ。勢必相-切￣シル。或至＿二
掩数分￣ニ＿一而成＿レ食。若￣シ日-月在￣ハ＿二交￣ノ北＿一。又当￣ニ＿下以￣テ＿二月算＿一在￣シム＿中日之
上＿上。庶￣シ＿下因＿二視差所￣ニ＿一レ降而掩＿二日光＿一以為￣ニ＿上レ食￣ヲ矣。顧￣フニ此二地平
之差。又分￣テ二￣ニス焉。一￣ハ加＿二-減￣ス交-食分数￣ニ＿一。謂＿二之気差＿一。一￣ハ加＿二-減
時刻￣ニ＿一。謂＿二之時差＿一。此測￣ルノ＿二交食￣ヲ＿一之艱￣ナルコト也。於￣ス＿レ此￣ニ。
朔望弦晦
問月￣ハ若＿二円形＿一。受＿二日之光＿一。朔日。月掩￣ヲ＿レ日為＿レ食￣ト。望-日。地-
影￣ノ蔽￣ヲ為＿レ食￣ト。月不＿レ掩＿レ日。地影不￣ル＿レ蔽時￣ハ。宜￣ク＿二月体之光俱￣ニ
現代語訳
（前ページより続く）その（地球の）中心を通り越して、人は地表の高い所に立ち、天と地の両方の境界（地平線）を眺めるのであるから、地球と月天（月の天球）は等分にはならない。わずかな部分が上にあり、大部分が下にある。おおよそ一度の差が生じる。
本来の計算法によって推算すると、月がすでに正地平（真の地平線）を出ていても、人が見る地平（視地平）においてはまだ一度ほど少ない（つまり低く見える）。これを「視差」という。ただし月が天頂にあるときは、正地平と視地平の極（地平の最端）とが、いずれも一本の直線として天頂に合一するので、視差は生じない。しかしこの（天頂から）左右に離れれば、差が生じることは免れない。天頂から遠ざかり地平に近づくほど、その差はますます大きくなる。そもそも視差とは他でもなく、月の天体を常に数十分だけ（見かけ上）引き下げるものにすぎない。
たとえば、日と月が同じ度数で、ともに交点の南の近くにあり、また同じ度数であるがゆえに並んで地平線上二十度のところにあるとしよう。そのとき、日は視地平においては十九度五十八分となり、わずか二分しか下降しない。月は視地平においては十九度となり、まるまる一度下降する。日と月の二つの視差の差は五十八分となる。もし日と月が同じ高さで同じ度数を共にしていても、人がこれを見るならば、月は常に日よりも一度だけ低く（見える）にすぎない。（これでは）日の光を覆わないので食は起きない。
もし日と月が地平線上七十度の高さにあるならば、日には視差がなく、月の視差はわずか二十分にとどまる。（月が）日よりも下降するのもまた二十分にとどまるので、（日と月が）互いに接触する勢いが必ず生まれ、あるいは数分を覆うに至って食が成立する。もし日と月が交点の北にあるならば、また（計算上）月を日の上にあるとすべきであり、（その場合は）視差によって（月が）下降して日の光を覆い、食をなすことが期待できる。
思うに、この（視）地平の差はさらに二つに分けられる。一つは交食の食分（の数値）を加減するものであり、これを「気差」という。もう一つは時刻を加減するものであり、これを「時差」という。これが交食（日食・月食）を測ることの難しさである。この問題についてはここまでとする。
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朔・望・弦・晦
問 月は円形のようなものであり、日の光を受けている。朔の日（新月の日）には、月が日を覆うことが食（日食）となる。望の日（満月の日）には、地球の影が（月を）遮ることが食（月食）となる。月が日を覆わず、地球の影も遮らないときは、月体の光はともに……（次ページへ続く）
英語訳
(Continued from previous page) ...passing beyond its (the Earth's) center, and since a person stands at an elevated position on the Earth's surface and observes the two boundaries between heaven and earth (the horizon), the Earth and the sphere of the Moon's heaven (月天) are not divided equally. A smaller portion lies above, and the greater portion lies below—a difference of approximately one degree.
When calculated by the standard method, even though the Moon has already risen above the true horizon (正地平), at the horizon as seen by the observer (視地平, the apparent horizon), it still appears nearly one degree lower. This is called "parallax" (視差). However, when the Moon is at the zenith, both the true horizon and the extreme point of the apparent horizon converge in a single straight line at the zenith, and no parallax arises. But if one moves to the left or right of the zenith, a difference inevitably occurs. The farther from the zenith and the closer to the horizon, the greater the difference becomes. Parallax is nothing other than the constant apparent depression of the Moon's body by several tens of minutes of arc.
For example, suppose the Sun and Moon are at the same degree, both situated near the south of a crossing point, and by virtue of being at the same degree, they are together at an altitude of twenty degrees above the horizon. In that case, the Sun, at the apparent horizon, would be at nineteen degrees fifty-eight minutes—depressed by only two minutes. The Moon, at the apparent horizon, would be at nineteen degrees—depressed by a full one degree. The difference between the two parallaxes of the Sun and Moon would thus amount to fifty-eight minutes. Even if the Sun and Moon share the same altitude and the same degree, when a person observes them, the Moon will always appear to be only one degree below the Sun. Since it does not cover the Sun's light, no eclipse occurs.
If the Sun and Moon are at an altitude of seventy degrees above the horizon, the Sun has no parallax, and the Moon's parallax is only twenty minutes. Since the Moon's depression below the Sun is also only twenty minutes, the two bodies will inevitably be drawn into contact, or may even cover each other by several minutes of arc, thus producing an eclipse. If the Sun and Moon are to the north of the crossing point, one should further place the Moon above the Sun (in calculation), in the hope that through the depression caused by parallax, the Moon may cover the Sun's light and thereby produce an eclipse.
Now, this difference of the (apparent) horizon is further divided into two parts. One adds to or subtracts from the eclipse magnitude (交食分数), and this is called "atmospheric refraction difference" (気差). The other adds to or subtracts from the time (of the eclipse), and this is called "time difference" (時差). Such is the difficulty of measuring eclipses. On this matter, we shall stop here.
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New Moon, Full Moon, Quarter Moon, and Last Day of the Month
(朔・望・弦・晦)
Question: The Moon is shaped like a sphere and receives its light from the Sun. On the day of the new moon (朔), the Moon covering the Sun constitutes a solar eclipse. On the day of the full moon (望), the Earth's shadow obscuring (the Moon) constitutes a lunar eclipse. When the Moon does not cover the Sun and the Earth's shadow does not obscure (the Moon), the light of the Moon's body should both... (continues on next page)