太陽時刻

太陽時は、天空の太陽の位置に基づいて時間の経過を計算するものです。太陽時の基本単位は、朔望回帰周期に基づいた日です。伝統的に、天文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）、および太陽以外の星の見かけの動きに基づいた恒星時^{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、晴れた日に影を落とします。日中のある瞬間、影は正確に北または南を指します (または、太陽が真上を移動すると消えます)。その瞬間は、地方の見かけの正午、または地方の見かけの時刻の 12:00 と呼ばれます。約 24 時間後、影は再び南北を指します。このとき、太陽は地球の軸の周りを 360 度の円弧を描いたように見えます。太陽が正確に 15 度 (円の 1/24、両方の角度は地球の軸に垂直な平面で測定されます) を描いたとき、地方の見かけの時刻はちょうど 13:00 です。さらに 15 度進むと、ちょうど 14:00 になります。

問題は、9 月には太陽が見かけの公転を行うのにかかる時間 (正確な時計で測定した場合) が 12 月よりも短くなることです。太陽時の 24 時間は、時計の時間の 24 時間よりも 21 秒短くなったり、29 秒長くなったりすることがあります。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(地球の軌道は完全な円ではないため、地球と太陽の距離は年間を通じて変化します) と、地球の軸が軌道面に対して垂直ではないという事実 (いわゆる黄道傾斜) によって生じます。

この結果、一定の速度で動く時計（例えば、1時間ごとに同じ数の振り子の振動を完了する）は実際の太陽を追うことができません。代わりに、実際の太陽の年間平均速度と一致する一定の速度で天の赤道に沿って移動する架空の「平均太陽」を追うことになります。 ^[2]これは「平均太陽時」であり、1世紀から次の世紀にかけて完全に一定ではありませんが、ほとんどの目的には十分近いものです。2008年現在^{[アップデート]}、平均太陽日は約86,400.002 SI秒、つまり約24.0000006時間です。^[3]

見かけの太陽とは、地球上の観測者から見た本当の太陽のことである。^[4] 見かけの太陽時または真太陽時^{[a]は、実際の}太陽の見かけの動きに基づいている。これは、太陽が連続して2回子午線に戻る間隔である見かけの太陽日に基づいている。^{[5] [6]見かけの太陽時は}、日時計で大まかに測定できる。^[b]

太陽日の長さは年間を通じて変化し、その蓄積された影響により、平均から最大 16 分の季節的な偏差が生じます。この影響には 2 つの主な原因があります。第 1 に、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) はより速く動き、太陽から最も遠いとき (遠日点) はより遅く動きます (ケプラーの惑星運動の法則を参照)。第 2 に、地球の軸の傾き(黄道傾斜角) 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)に沿って行われます。太陽が両春分と秋分で赤道を横切る場合、太陽の 1 日のシフト ( 背景の星に対する相対的な ) は赤道に対して角度をなすため、このシフトの赤道への投影は年間の平均よりも小さくなります。両至点において太陽が赤道から最も遠い場合、ある日から次の日にかけての太陽の位置のシフトは赤道と平行になるため、このシフトの赤道への投影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い 6 月と 12 月には、黄道に沿った特定のシフトは赤道での大きなシフトに対応します。そのため、3 月と 9 月の見かけの太陽日は 6 月や 12 月よりも短くなります。

これらの長さは数年後にはわずかに変化し、数千年後には大幅に変化します。

平均太陽時は、平均太陽の時角に12時間を加えたものである。この12時間のオフセットは、民間の目的で各日を真夜中に開始するという決定から来ているのに対し、時角または平均太陽は地方子午線から測定される。 ^[10] 2009年現在^{[アップデート]}、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時間スケールで実現されている。 ^{[11] : 68, 326  [12]}日照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、平均太陽日よりも20秒短くなったり、30秒長くなったりすることがあります。^{[9] [14]}長い日や短い日が連続して発生するため、その差は蓄積され、2月6日頃には平均時刻が見かけの時刻より約14分進み、11月3日頃には見かけの時刻より約16分遅れます。均時差とはこの差のことで、周期的であり、年ごとに蓄積されるものではありません。

平均時間は平均太陽に従います。Jean Meeus は平均太陽を次のように説明しています。

一定の速度で黄道に沿って移動し、近地点と遠地点（それぞれ地球が近日点と遠日点にあるとき）で実際の太陽と一致する最初の架空の太陽を考えてみましょう。次に、一定の速度で天の赤道に沿って移動し、春分と秋分で最初の架空の太陽と一致する2番目の架空の太陽を考えます。この2番目の架空の太陽が平均太陽です。^[15]

地球による月の潮汐力の加速と、それに伴う月による地球の自転の減速 により、平均太陽日の長さはゆっくりと増加しています。

太陽は常に空に見える位置にあり、その位置は古代に使われていた時間計測方法である見かけの太陽時の基礎となっている。紀元前3500年頃に建てられたエジプトのオベリスク^[16] 、紀元前2300年の中国の日時計^[17] 、紀元前1500年のエジプトの日時計^{[18]などは太陽}の位置を測定する最も古い方法の一部である。

バビロニアの天文学者は、一年を通して日照時間が変化することを知っていた。紀元前649年の粘土板には、最長日と最短日の比率を2:1とし、線形ジグザグ関数で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『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、均時差を『ハンディテーブル』にまとめている。^[20]

商業が発展し、機械式時計が改良されるにつれて、見かけの太陽時の有用性は低下した。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。太陽は空に大きく見えるため直接観察することが困難であったため、平均太陽時は、点状の観測を用いて星が観測した時間の固定比率として決定された。真夜中から「平均太陽時」を測定するための特定の基準は、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年以来一般的に使用されているバージョンであるUT1では、自転に伴う地球の極の動きを補正する、わずかに異なる自転の定義が使用されている。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、うるう秒が必要かどうかが決まる。（1972年以来、UTCの時間スケールはSI秒に基づいており、SI秒が採用された時点で、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}）

• 現地平均時
• 子午線円
• 地球の自転
• 総会の日

• 一年中どこでも日の出と日の入り、太陽の最高高度
• Astrarium ソーラー テンポメーター: 見かけの太陽時間をデジタル表示します。