太陽時

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太陽時（たいようじ、solar time）は太陽が天球上で最も高い位置に達した時刻を正午とするという考え方に基づく時間である。

視太陽時（apparent solar time）は視太陽日に基づく太陽時である。視太陽日は太陽がその場所での子午線を続けて2回通過する時間間隔である。視太陽時は日時計を使って計ることができる。

太陽日の長さは二つの理由から一年を通して変化する。第一に、地球の軌道は楕円であって円軌道ではないため、地球は近日点付近では速く、遠日点付近ではゆっくりと公転する（ケプラーの法則を参照のこと）。第二に、地球の地軸が傾いているために、太陽は普通、地球の赤道の真上を運行せずに、一年を通じて赤道とある角度をもって運行するように見える。すなわち、黄道は天の赤道と一致しておらず、地軸の傾きの分だけ天の赤道からずれて交差している。このため、太陽は天の赤道から遠い時期には速く、天の赤道に近い時期には遅く天球上を運行するように見える（太陽年を参照のこと）。これらの理由によって、3月（26～27日）や9月（12～13日）の太陽日は6月（18～19日）や12月（20～21日）よりも短くなる。

平均太陽時（mean solar time）は恒星の日周運動の観測に基づいて、視太陽時の平均値と合うように調整された仮想的な時計が刻む時間である。平均太陽日の長さは一年を通じて一定の24時間である。ただし一日のうちの昼間の長さは変化する。視太陽日は平均太陽日（86,400秒）と比べて季節によって最大22秒短く、また29秒長くなる。このような短い日や長い日が連続するために、一年を通じて見ると両者の差は最大で約17分進み、また約14分遅れる。視太陽時と平均太陽時の差を均時差と呼ぶ。

平均太陽時をシミュレートするために歴史上様々な方法が用いられてきた。最も初期に使われたのは水時計で、紀元前2千年紀の半ばから紀元後2千年紀初期まで、約4千年紀にまたがって利用された。1千年紀中期より以前には水時計は単に視太陽日に合わせられていただけだったため、夜でも使えるという点を除けば、日時計の指針が落とす影を使うのと比べて大きな利点はなかった。

しかしそれにもかかわらず、太陽が恒星に対して黄道上を東へと動くことはこの時代にも知られていた。それゆえ、1千年紀の中期以降には平均太陽時を決めるために恒星の日周運動が使われ、恒星の運動と時計を比較してその誤差が見積もられた。バビロニアの天文学者は均時差を知っており、その補正を行なっていた。また太陽とは異なる恒星の周期、すなわち恒星時も知っていて、水時計よりも正確に平均太陽時を求めるために恒星時を利用していた。これ以降、理想的な平均太陽時が使われるようになり、惑星や月、太陽の運動の記述に用いられた。

機械時計が地球の自転による天然の「恒星時計」並の精度に達したのは20世紀に入ってからであった。今日の原子時計は地球の自転よりもはるかに高精度で一定だが、現在でも恒星の運動は平均太陽時を決めるために使われている。1900年代終わり頃から、地球の自転運動は銀河系外の電波源の集団に対して定義されるようになり、この自転速度を定数倍して平均太陽時に変換されている。この計算で求められた平均太陽時と協定世界時（UTC）との差の大きさによって閏秒を挿入するかどうかが決定される。