出典: フリ?百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
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(
2022年11月
)
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?表時
(れきひょうじ、
Ephemeris Time
,
ET
)とは、地球から?測した
太陽
?
月
?
惑星
など天?の?測に基づく
時刻系
である。すなわち地球?惑星?月の
公?
運動に基準を置く、純理論的、純力?的な時刻系である。?表時は
?表秒
(
回?年
のある整?分の1として定義された
秒
)に基づく時刻系で、現在は使われていない。なお
地球の自?
に基づいて決められる
世界時
(Universal Time、UT)とは異なるものである。
?表秒は、
1956年
から
1967年
まで
SI
秒の基準であったが、
1984年
に?止された。
1976年
の
?際天文?連合
の決定により、地球表面での用途については?表時(ET)は
地球力?時
(TDT)で置き換えられ、
天??
の計算用途には
太陽系力?時
(TDB)で置き換えられた。地球力?時(TDT)はその後
地球時
(TT)として再定義された。また、太陽系力?時(TDB)の定義では不足があったため、太陽系全?での用途については
太陽系座標時
(TCB)で、また地球近傍での用途には
地心座標時
(TCG)で再度置き換えられている。
地球時
(TT)、
地球力?時
(TDT)、
太陽系力?時
(TDB)、
太陽系座標時
(TCB)、
地心座標時
(TCG)などの詳細については、
時刻系#惑星運動の計算に用いられる時刻系
を?照のこと。
?要
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時間
は地球の
公?
から求めるのだが、?際には地球は
?差
や
章動
など大きな長期間の?動や短期間の小さな?動を起こしながら複?な運動をしていることが
19世紀
末に?見された。そこで、純?に力?的で論理的な?点から
時間
を規定したのが?表時である。
定義
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太陽の
??
の位置を
章動
、
視差
および
光行差
の影響を取り除いて
?差
の影響だけを考慮したものを
太陽の幾何?的平均??
という(ただ、?際に太陽が見える位置にはこのほかに
大?差
や
極運動
の影響も考慮しなければいけない)。
1900年
の年初に近い時点で太陽の幾何?的平均??が279度41分48.04秒になった時刻を?表時1900年1月0日12時0分0秒と定義する。?表時秒は、この基点からちょうど1年過ぎた(地球が太陽の周りを1周した)時間の1/
31
556
925
.9747
と定義されている。この時間は、
サイモン?ニュ?カム
によって求められた太陽の幾何?的平均??を求める式によって計算される。Lを太陽の幾何?的平均??に
光行差
である-20.47秒を加えた
太陽の見かけの平均??
、Tは1900年1月0日12時から測った
36
525
日
を?位とする時間(=
ユリウス世紀
)である。
ここでニュ?カムはTを世界時として扱ったが、これを?表時として捉え直す。Lが
360 度
(=360×
3600 秒
)?化すると1年であるから、1年は、
360 (度)
*
3600 (秒)
*
36
525
(日/ユリウス世紀)
*
86
400
(秒/日)
/
129
602
768
.13
=
31
556
925
.974
741
524
...
となり、これを(
129
602
768
.13
が11桁なので)有??字12桁に丸めた、
31
556
925
.9747 秒/年
が?表時秒の定義となった(
31
556
925
.9747 秒/年
(定義となった値)から
31
556
925
.9747
/
86
400
=
365.242
198
781
25
日/年
が得られる)。
これらの定義によって決定された?表時秒を使用して年月日や時分秒を決めたものが?表時である。
?表時は??の修正すべき要素があり、?際に天??測を行ってから?の?表時を求めるまで?ヶ月もかかっていた。