暦表時

暦表時（Ephemeris Time, ET）とは

暦表時（Ephemeris Time, ET）は、地球から観測される太陽、月、惑星などの天体の動きに基づいて定められた、純粋に理論的な時刻系です。地球や惑星、月の公転運動を基準とするため、純力学的であり、観測誤差の影響を受けにくい特徴があります。かつては、暦表秒と呼ばれる秒を単位としていましたが、現在は使用されていません。地球の自転に基づく世界時（Universal Time, UT）とは異なり、天体の運動を基準としている点が大きな違いです。

暦表時の定義

暦表時は、太陽の黄経の位置を基準に定義されます。具体的には、太陽の幾何学的平均黄経（歳差の影響のみを考慮し、章動、視差、光行差の影響を取り除いたもの）が、1900年の年初に近い時点において279度41分48.04秒となる瞬間を、暦表時1900年1月0日12時0分0秒と定義しました。暦表時秒は、この基点からちょうど1年経過した時間（地球が太陽の周りを1周する時間）の1/31556925.9747と定められています。この値は、天文学者サイモン・ニューカムが算出した太陽の幾何学的平均黄経の式に基づいています。

具体的には、太陽の見かけの平均黄経（L）は、以下の式で表されます。

math
L = 279^{\circ} 41'48''.04 + 129\ 602\ 768''.13T + 1''.089T^{2}


ここで、Tは1900年1月0日12時から測った36525日を単位とする時間（ユリウス世紀）です。この式において、当初ニューカムはTを世界時として扱っていましたが、暦表時ではこれを暦表時として捉え直します。Lが360度変化するのに要する時間が1年であるため、この式を用いて1年の秒数を計算すると、31556925.9747秒という値が得られます。この値を暦表時秒の定義とし、この秒を用いて年月日や時分秒を決定したものが暦表時です。

暦表時の限界とその後

暦表時は、理論的には正確な時刻系でしたが、実際にはいくつかの問題点がありました。天体観測に基づいて暦表時を求めるためには、数ヶ月もの時間を要するほど計算が複雑であり、修正が必要な要素も多かったのです。また、暦表秒は1956年から1967年までSI秒の基準でしたが、1984年に廃止されました。

1976年には国際天文学連合の決定により、地球表面での用途については暦表時（ET）は地球力学時（TDT）に置き換えられました。天体暦の計算用途には太陽系力学時（TDB）が用いられることになりました。地球力学時（TDT）はその後、地球時（TT）として再定義され、太陽系力学時（TDB）は太陽系全体での用途については太陽系座標時（TCB）に、地球近傍での用途には地心座標時（TCG）に置き換えられました。

他の時刻系との関係

暦表時は、地球の自転ではなく、天体の運動に基づいて定義されるため、世界時（UT）とは異なる時刻系です。また、地球時（TT）、地球力学時（TDT）、太陽系力学時（TDB）、太陽系座標時（TCB）、地心座標時（TCG）など、より精密な時刻系の登場により、その役割を終えました。これらの時刻系の詳細については、時刻系#惑星運動の計算に用いられる時刻系を参照してください。

まとめ

暦表時は、天体観測に基づいた精密な時刻系を確立しようとした歴史的な試みの一つです。その概念は、後のより精度の高い時刻系へと引き継がれ、天文学における時間測定の発展に大きく貢献しました。現在では使われなくなりましたが、その歴史的な意義は大きいと言えるでしょう。

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