よるの 空を ながめて いると、星は ゆっくり うごいて いきます。ほんとうは 星が うごいて いるのでは なく、わたしたちの 地球が、1日に 1回、まわって いるからです。

原子時計が できる 前、日本の 標準ひょうじゅん時（みんなで つかう ただしい じこく）は、この 地球の 回転を もとに きめて いました。しらべる ときに つかうのは、しごぎと いう、星が 南の 空を とおる しゅんかんを はかる ぼうえんきょうです。

しごぎで 星が 南の 空の ある 線を とおる しゅんかんを はかると、ただしい じこくが わかります。星が、空に ある 大きな とけいの はりの やくを して いたのです。

その線は、子午線しごせんと いいます。つぎの 章で、星を はかると どうして じこくが わかるのかを 見て みましょう。

原子時計が登場する前、標準時は地球の自転に基づいて決められていました。その時刻は、「子午儀」という特別な望遠鏡で天体を観測して導かれたものです［1］。

地球は約1日で1回自転します。そのため、夜空の星は東から西へゆっくり動いて見えます。この動きを、時計の針のように使おうという考え方です。子午儀は、天体が子午線（真南の空を通り、北と南を結ぶ線）を通る時刻を精密にはかるための望遠鏡です［2］。

つまり、原子時計の前の時刻は「地球が回る角度」を測って決めていたことになります。では、星が通る瞬間を測るだけで、どうして「何時何分」が出せるのでしょうか。

原子時計が登場する前の標準時は、地球の自転運動に基づいて決められており、それを導く手段が、子午儀による天体観測だった［1］。子午儀は、天体が子午線を通過する時刻を精密に測定するための望遠鏡で、観測装置の向きを子午線上に固定して使う［2］。

地球は約1日で1回自転するので、恒星は天球上を東から西へ動いて見える。この動きは、地球の回転角を直接映している。時刻の基準を地球の回転に置くのは、毎日同じように繰り返される最も身近な現象に、時間の目盛りを求めたということである。

ただし、星が通る瞬間を望遠鏡で捉えただけでは、まだ時刻にならない。観測を時刻へ変えるには、星の位置と観測地点の位置を、あらかじめ精密に知っておく必要がある。次の章では、その計算の考え方を見る。

こんな ばめんを 考えて みて ください。ともだちが、まいにち きまった 時間に、げんかんの 前を 通ります。その 時間を おぼえて おけば、ともだちが 通った しゅんかんに 「いま、あの 時間だな」と わかります。

星も おなじです。ある 星が、どこを どの 時に 通るかが わかって いれば、星が 線を 通った しゅんかんが、じこくの めじるしに なります。

天文台の 人たちは、星の 空での ばしょと、ぼうえんきょうの ある 場所を、とても くわしく しらべて おきました。その うえで、星が 線を 通る しゅんかんを はかり、日本の ただしい じこくを 計算したのです。

日本で つかわれた ぼうえんきょうの ひとつは、ドイツの 会社が つくった ものです。レンズの 直径ちょっけい（まるの はば）は 90ミリ。ジュースの かんの 直径ちょっけいより、少し 大きいくらいです。

子午儀の観測では、ある基準の地点で恒星が子午線を通過する（正中する）瞬間をとらえます。そして、恒星の赤経と観測地の経度を正確に求め、そこから標準時を計算します［1］。

赤経は、星の空での東西の位置を表す座標です。観測地の経度は、その場所が地球上で東西のどこにあるかを表します。星の位置と観測地の位置が分かっていれば、「この星は、この場所で、この時刻に子午線を通るはずだ」と計算できます。実際に通った瞬間とのずれから、時刻を確かめられる、というのが考え方です。

日本の標準時の決定に使われた子午儀のひとつは、ドイツのカール・バンベルヒ社製の「バンベルヒ子午儀」で、口径90ミリの屈折望遠鏡を載せていました［1］。90ミリは、ジュースの缶の直径（約6.5センチ）より、少し大きい程度です。

では、こうして決まった時刻は、実際にどう使われたのでしょうか。

子午儀で標準時を求めるときは、まず基準地点で恒星が子午線を通る（正中する）瞬間を観測する。次に、その恒星の赤経と観測地の経度をきちんと求め、それらをもとに標準時を割り出す［1］。赤経は天球上の東西方向の座標、経度は観測地の地球上の東西位置であり、どちらも、星が子午線を通る予定時刻を決める量になる。

この方法の利点は、観測の目印が、地球の回転と結びついた恒星であることにある。恒星の位置が既知であれば、通過の瞬間は時刻の目印として使える。逆に言えば、結果の精度は、星の位置の知識と、観測地の経度の精度に左右される。経度が正確でなければ、時刻も同じだけずれる。

日本の標準時決定に使われた子午儀のひとつが、ドイツのカール・バンベルヒ社製のバンベルヒ子午儀で、口径90ミリの屈折望遠鏡を搭載していた［1］。90ミリは、缶ジュースの直径（約6.5センチ）より少し太い程度の対物レンズであり、大型望遠鏡ではない。

比較的小さな望遠鏡で、時刻の決定が成り立っていた。では、この観測は日本や世界で、どのように社会の時刻とつながっていたのか。

天文台の せつめいに よると、しごぎで わりだした じこくを もとに、むかしの えどじょうの てんしゅかくが あった あとで、お昼の 12時に たいほうが うたれて いたそうです。この たいほうの 音が、まちの 人たちに お昼を 知らせました。

星を はかって 出した じこくが、お昼の 音に つながって いた、と 考えると わくわくします。

日本で 標準ひょうじゅん時を きめる ための 星の かんそくは、1924ねんから 1955ねんまで つづきました。イギリスでも、1927ねんから 1957ねんまで、小さな しごぎを つかって じこくを きめて いたと つたえられて います。

星で じこくを きめる やりかたは、世界の いろいろな 国で つかわれて いたのです。

国立天文台によれば、子午儀の観測で求めた時刻をもとに、旧江戸城天守閣の跡地で正午の号砲が撃たれていました［2］。夜の観測が、ある時代の人々の「お昼を知らせる音」につながっていたのです。

日本では、標準時を決めるための子午儀による観測が、1924年（大正13年）から1955年（昭和30年）までの間、続けられました［1］。この時期の日本の標準時は、いまの原子時計のものとは、まったく別のやり方で支えられていたことになります。

星の観測は、日本だけのものではありません。イギリスの国立海事博物館（ロイヤル・ミュージアムズ・グリニッジ）の資料には、1927年から1957年まで、イギリスの時刻サービスが、グリニッジと、のちにアビンジャーでの時刻決定のために、小型のトランジット・インストルメント（子午儀）に頼っていたと書かれています［4］。

観測は晴れた夜の、星が子午線を通る瞬間にしかできません。その間の時刻は、だれが刻んでいたのでしょうか。

子午儀の観測の成果は、社会の時刻と実際に結びついていた。国立天文台の子午儀資料館の解説によれば、子午儀の観測で求められた時刻によって、旧江戸城天守閣の跡地で正午の号砲が撃たれていた［2］。星の観測で求めた時刻が、正午の合図にもつながっていたことになる。この解説は号砲の撃たれた期間までは述べていないので、1924年からの観測期間と重なるとは限らない。

日本で、標準時を決めるために子午儀で観測していたのは、1924年（大正13年）から1955年（昭和30年）までの間［1］。ここでの「標準時決定」は、子午儀観測が時刻の基準づくりの中心を担った、という意味にとどまる。観測の結果を時計や電波でどう配ったかという細部は、ここで使った資料には書かれていない。

同じ方式は他国にもあった。ロイヤル・ミュージアムズ・グリニッジの資料によれば、1927年から1957年まで、英国の時刻サービスは、グリニッジと、のちにアビンジャーで、この種の小型トランジット・インストルメントに時刻決定を依存していた［4］。日英とも、観測が終わる年は1950年代半ばである。

しかし、星の通過は断続的な出来事である。観測と観測のあいだの時刻は、時計が刻まなければならない。1920年代末は、その時計が大きく進歩した時期でもあった。

星は、くもりの 日や 昼には 見えません。その あいだの じこくを つなぐ やくは、とても ただしい とけいが 受けもったと 考えられます。

1929ねんに、アメリカの 国の ものさしを まもる 場所（NBS）で、それまでの リーフラー時計が、ふりこの あたらしい とけいに かわりました。「ショート時計」と いう、ふりこが 二つ ある とけいです。1日に ずれる 長さは、およそ 1ミリびょう（0.001びょう）と いわれて います。

この ずれだと、1びょう ずれるのに、およそ 1000日、つまり 3年ちかく かかる 計算です。

おなじ 1929ねんには、水晶すいしょうの 小さな かたまりが ふるえる ことを つかう しくみが、国の ものさしに えらばれました。これで、ふりこの ような きかいの とけいから、電気の とけいへ、うつりかわりが はじまりました。

星が子午線を通る瞬間は、とびとびの出来事です。その間の時刻を保つ役は、精密な時計が担ったと考えられます。この時期、時計は大きく進歩しました。

アメリカでは、1929年に、国の標準器だったRiefler（リーフラー）時計が、エディンバラ天文台で開発された二重振り子時計「Shortt（ショート）時計」に置き換えられました［5］。この時計は、1日あたりの誤差が約1ミリ秒（0.001秒）以内という精度でした［6］。計算すると、1秒ずれるまでに約1000日、つまり3年近くかかる計算です。

同じ1929年、NBS（アメリカの国立標準局）は、水晶振動子（クォーツ）を周波数の標準に採用しました。ここから、機械式の時計から電子式の時計への移り変わりが始まった、と紹介されています［6］。

日本でも、逓信省がイギリスのサリバン社製の音叉発振器を購入し、周波数標準装置の中心にしました［8］。星を測る望遠鏡と、精密な時計や発振器が、同じ時代に並んで使われていたのです。

こうして時計が精密になると、新しい疑問が生まれます。時計の基準にしている地球の自転は、本当に一定なのでしょうか。

星の通過観測は断続的であり、その間を精密な時計が補う関係になる。ここで、時計の精度が大きく上がった。アメリカでは、1929年に、国の標準器だったRiefler時計が、エディンバラ天文台で開発され、ロンドンで製作された二重振り子時計であるShortt時計に置き換えられた［5］。精度は、1日あたり約1ミリ秒以内とされる［6］。1日（86,400秒）で0.001秒なら、1秒ずれるまでに約1000日、約2年9か月かかる計算になる。なお、この「約1ミリ秒」は「その程度以内」という目安であり、毎日必ずその大きさずれる、という意味ではない。

同じ1929年、NBSは水晶振動子を周波数の主な標準に採用した。これを境に、機械式の時計から電子式の時計への移行が始まった［6］。振り子は機械の揺れを、水晶は結晶の電気的な振動を、時を刻む周期にしている。振動が速く安定していれば、時間を細かく区切れる。

日本の記録でも、逓信省が英国サリバン社製の音叉発振器と主要付属装置を購入し、周波数標準装置の主体にしたことが年表に残っている［8］。この年表では、購入は1927年（昭和2年）の項に記されている。

このように、時計の性能が上がると、基準としての「地球の自転」そのものを疑う余地が生まれる。時計のほうが、地球より安定している可能性があるからである。

時間を 地球の 回転で きめると、こまった ことが あります。国立天文台の せつめいに よると、地球の 回転の はやさには ムラが あり、いつも 同じ はやさで まわって いる わけでは ないと、わかって きました。

そこで、もっと 安定した ものさしが ひつようになりました。1955ねん、イギリスの ルイス・エッセンが つくった セシウム原子げんし時計が、時間の ものさしに つかえる はじめての 原子げんし時計に なりました。

1967ねんには、世界の とりきめで 「1びょう」の 長さが、セシウム原子げんしが 出す 光の ふるえが 9,192,631,770回 つづく 長さを、「1びょう」と きめました。およそ 92おくかいです。

日本で 星の かんそくが おわった 1955ねんと、この 原子げんし時計が はじめて 使える ものに なった 1955ねんは、おなじ 年です。ただ、あいだに どんな つながりが あったのかは、この ページで つかった しりょうには かかれて いません。

時間を地球の回転で決めると、一つ問題が出ます。国立天文台の解説によれば、昔は地球の自転を基準に1日の長さを決めていましたが、地球の回転の速さにはムラがあり、いつも同じ速さで回っているわけではないことが分かってきました［3］。

そこで、もっと安定したものが基準の候補になります。1955年5月、イギリスの国立物理学研究所（NPL）でルイス・エッセンが開発したセシウム原子時計が公開されました。時間の標準として使えるほど安定した、最初の原子時計だと紹介されています［7］。

1967年の国際度量衡総会は、「秒」を次のように決めました。セシウム133原子の基底状態にある二つの超微細準位のあいだを移るときに出る放射が、9,192,631,770周期くり返される時間です［8］。9,192,631,770は約92億です。原子の出す光の約92億周期が続く長さが、地球の回転ではなく、1秒の基準になりました。

ここで一つ、年の重なりがあります。日本で子午儀観測が終わった1955年は、セシウム原子時計が公開された年でもあります。ただ、観測の終了と原子時計とのつながりは、今回の資料には書かれていません。

時計の精度が上がると、基準そのものの安定性が問題になる。国立天文台の解説は、かつて1日の長さを地球の自転で決めていたが、地球の回転速度にはムラがあり、いつも同じ速度で回っているわけではないことが分かってきた、と述べる［3］。自転を基準にする限り、その時間の長さは、地球の事情で伸び縮みしうる。

この限界を越える基準として現れたのが原子時計である。1955年5月に公開された、イギリスの国立物理学研究所（NPL）のルイス・エッセン開発のセシウム原子時計は、時間の標準として使えるだけの安定度をもった最初の原子時計とされる［7］。

これを受けて、1967年の第13回国際度量衡総会で、秒の定義が改められた。「秒は、セシウム133原子の基底状態の二つの超微細準位の間の遷移に対する放射の9,192,631,770周期の継続時間」である［8］。約92億回の周期が1秒に相当する。時間の単位が、天体の運動から原子の性質へと移った。

注意したいのは、1955年に日本の子午儀観測が終わったことと、同年に最初の使える原子時計が登場したことの関係である。年が重なるが、観測の終了の経緯は資料から読み取れず、両者を原因と結果として結ぶことはできない。

いまは、日本の 標準ひょうじゅん時を しらせる 電波を、NICT（エヌアイシーティー）と いう 研究する ところが 送って います。日本の 標準ひょうじゅん時は、世界で つかわれる じこくに、9時間を 足した ものです。

むかしは 星を 見て きめた じこくが、いまは 原子げんし時計に ささえられて、わたしたちの とけいに とどいて いるのです。

まず、「星が うごくのを 見る」 ことを して みましょう。夜、おうちの 人と いっしょに、あんぜんな ばしょで、ベランダの てすりなどを めじるしに して、ひとつの 星を 見ます。30分 あと、もう 一度 見ると、星が すこし うごいて います。これは、地球が まわって いるからです。むかしの 人は、この うごきを とけいに したのです。

現在、日本の標準時を知らせる報時信号は、情報通信研究機構（NICT）が送信しています。日本標準時は、協定世界時に9時間を加えたものです［1］。星が基準だった時代から、原子時計に支えられた時代へ、時刻の届け方も変わりました。

自分で確かめられることがあります。夜、安全な場所で、家族と一緒に、ベランダの手すりなどを目印にして、一つの星の位置を覚えておきます。30分ほど後にもう一度見ると、同じ星が目印から動いています。この動きを時計の針にしたのが、子午儀の時代の考え方です。

もう一歩進むなら、国立天文台の三鷹にある子午儀資料館や、NICTの日本標準時の解説を調べてみてください。資料館の見学の可否や時間は、公式の案内で最新のものを確認してください。出典欄の記事が、入口になります。

現在、日本の標準時を知らせる報時信号は、情報通信研究機構（NICT）が送信している。日本標準時は、協定世界時に9時間を加えたものである［1］。星で決めた時刻が、原子時計に基づく時刻に置き換わった、という大きな流れが、いまの時報の背後にある。

確かめる道すじは二つある。ひとつは、観測である。夜、安全な場所で家族と一緒に、目印を決めて一つの星の位置を覚え、30分後に見直す。星の移動は、地球の自転を、自分の目で確かめることになる。

もうひとつは、原典である。国立天文台の「日本の『時』をつかさどる」は、子午儀による標準時決定と、日本の標準時の現在を扱う［1］。NICTの年表には、周波数標準や標準時の動きが年ごとにまとめられている［8］。NISTの"Second: The Past"と"A Brief History of Atomic Time"は、米国側の時計の流れを述べる英語の資料である［6］［7］。年表を読むと、本文では触れなかった細部が見つかるだろう。