太陽時

太陽時とは、空における太陽の位置に基づいて時間の経過を計算することです。太陽時の基本単位は、朔望周期に基づく日です。従来、天体観測に基づく時間の計算には、見かけの太陽時と平均太陽時（この記事で説明）、そして太陽以外の恒星の見かけの動きに基づく恒星時の3種類があります。 ^{[ 1 ]}

地面に垂直に固定された高い柱は、晴れた日には必ず影を落とします。日中のある瞬間、影は真北または真南を指し（太陽が真上に来ると影は消えます）、その瞬間を地方視正午、または地方視時刻12:00と呼びます。約24時間後、影は再び南北を指し、太陽は地球の自転軸を中心に360度の弧を描いたように見えます。太陽がちょうど15度（地球の自転軸に垂直な平面で測定される円の1/24）移動したとき、地方視時刻はちょうど13:00です。さらに15度移動すると、ちょうど14:00になります。

問題は、9月には太陽が見かけ上公転するのにかかる時間（正確な時計で測定した場合）が12月よりも短いことです。太陽時の24時間は、時計の24時間より21秒短くなったり、29秒長くなったりします。この変化は均時差によって定量化され、地球の軌道の離心率（つまり、地球の軌道は完全な円形ではなく、地球と太陽の距離が年間を通して変化する）と、地球の自転軸が軌道面に対して垂直ではないこと（いわゆる黄道傾斜）に起因します。

この結果、一定の速度で動く時計（例えば、1時間に振り子が同じ回数だけ振れる時計）は、実際の太陽の動きを追うことができません。代わりに、天の赤道に沿って、実際の太陽の年間平均速度に一致する一定の速度で移動する仮想の「平均太陽」を追うことになります。 ^{[ 2 ]}これは「平均太陽時」と呼ばれ、世紀ごとに完全に一定ではありませんが、ほとんどの目的には十分です。2008年現在  平均太陽日は約 86,400.002 SI秒、つまり約 24.0000006 時間です。^{[ 3 ]}

見かけの太陽は、地球上の観測者から見た真の太陽です。^{[ 4 ]}見かけの太陽時または真の太陽時^{[ a ]}は、実際の太陽の見かけの動きに基づいています。これは、太陽が地方子午線に2回連続して戻る間の間隔である見かけの太陽日に基づいています。^{[ 5 ] [ 6 ]}見かけの太陽時は、日時計で大まかに測定できます。^{[ b ]}

太陽日の長さは年間を通して変化し、その累積効果により、平均から最大 16 分もの季節的なずれが生じます。この効果には主に 2 つの原因があります。まず、地球の軌道の離心率により、地球は太陽に最も近いとき (近日点) には速く動き、太陽から最も遠いとき (遠日点) には遅く動きます (ケプラーの惑星運動の法則を参照)。次に、地球の自転軸の傾き(黄道傾斜として知られています) により、太陽の年間運動は地球の天の赤道に対して傾いた大円(黄道) に沿っています。太陽が春分と秋分で赤道を横切るとき、太陽の毎日の移動 (背景の星に対する相対的な) は赤道に対してある角度で行われるため、この移動を赤道に投影すると、年間平均よりも小さくなります。夏至と冬至、そして夏至と冬至において太陽が赤道から最も遠ざかる時、太陽の位置は日ごとに赤道と平行に変化するため、この変化を赤道上に投影した値は年間平均よりも大きくなります（回帰年を参照）。太陽が天の赤道から最も遠ざかる6月と12月には、黄道に沿った一定の変化が赤道上での大きな変化に対応します。そのため、見かけの太陽日は3月と9月の方が6月や12月よりも短くなります。

これらの長さは数年でわずかに変化し、数千年で大きく変化するだろう。

平均太陽時は、太陽の平均位置の時角に12時間を加えたものです。この12時間のずれは、民事上の目的で毎日を真夜中から始めるという決定に由来するもので、時角、すなわち平均太陽は地方子午線から測定されます。^{[ 10 ]} 2009年現在これは、他の銀河にある電波源の日周運動の超長基線干渉計観測やその他の観測から数学的に構築されたUT1時間スケールによって実現されます。 ^{[ 11 ] : 68,326 [ 12 ]}昼間の持続時間は年間を通じて変化しますが、平均太陽日の長さは、見かけの太陽日とは異なり、ほぼ一定です。^{[ 13 ]見かけの太陽日は、}平均太陽日より20秒短いか30秒長い場合があります。^{[ 9 ] [ 14 ]}長い日や短い日が連続して発生するため、平均時刻が2月6日頃には見かけの時刻より約14分進み、11月3日頃には約16分遅れるまで差が蓄積されます。均時差はこの差であり、周期的であり、年ごとに蓄積されることはありません。

平均時刻は平均太陽に追随する。ジャン・ミースは平均太陽を次のように説明している。

黄道に沿って一定の速度で移動し、近地点と遠地点（地球がそれぞれ近日点と遠日点にあるとき）で真の太陽と一致する最初の仮想太陽を考えます。次に、天の赤道に沿って一定の速度で移動し、春分と秋分で最初の仮想太陽と一致する2番目の仮想太陽を考えます。この2番目の仮想太陽が平均太陽です。^{[ 15 ]}

地球による月の潮汐加速と、それに伴う月による地球の自転減速のため、平均太陽日の長さは徐々に長くなっている。

太陽は常に空に見えており、その位置は古代に用いられた時刻測定法である見かけの太陽時の基礎を形成している。紀元前3500年頃に建造されたエジプトのオベリスク[16]、紀元前2300年に作られた中国の日時計[ ^{17 ] 、}紀元前1500^年に作られたエジプトの日時計^{[ 18 ]}は、太陽の位置を測定する最も初期の方法のいくつかである。

バビロニアの天文学者は、日照時間が一年を通して変化することを知っていた。紀元前649年の粘土板には、彼らが最も長い日と最も短い日の比率を2:1とし、線形ジグザグ関数を用いて変化を推定していたことが示されている。^{[ 19 ]}彼らが太陽日の長さの変化とそれに対応する均時差を知っていたかどうかは明らかではない。プトレマイオスは、彼の『アルマゲスト』 （2世紀）で平均太陽日と見かけの太陽日を明確に区別し、彼の『便利な表』で均時差を表にまとめている。^{[ 20 ]}

商業の発展と機械式時計の改良に伴い、見かけの太陽時は次第に有用性を失っていった。平均太陽時は、1834年にイギリスで、1835年にフランスで暦に導入された。太陽は空で非常に大きいため直接観測が困難であったことから、平均太陽時は、点観測を用いた星の観測時間に対する一定の比率として決定された。真夜中を基準とした「平均太陽時」の測定基準は、世界時と呼ばれるようになった。^{[ 11 ]： 9-11}

概念的には、世界時とは太陽に対する地球の自転であり、したがって平均太陽時である。しかし、1955年以降一般的に使用されているUT1では、地球の自転に伴う極の動きを補正する、わずかに異なる自転の定義が用いられている。この補正された平均太陽時と協定世界時（UTC）との差によって、閏秒が必要かどうかが決まる。（1972年以降、UTCの時刻尺度はSI秒で運用されており、SI秒は採用当時、平均太陽時の秒の現在の値よりもわずかに短かった。^{[ 21 ] [ 11 ]： 227-231}）

• 地方平均時
• 子午線
• 地球の自転
• 総会の日

• 一年を通して、あらゆる場所での日の出と日の入り、および太陽の最大高度
• アストラリウム太陽温度計：デジタル表示で見かけの太陽時を表示します。