天文學中，主要的時間尺度是根據地球的自轉（日）和公轉（年）來定義的。然而，由於地球的自轉和公轉並非標準的勻速圓周運動，所以存在著多種“日”和“年”的定義。另外，由於地球上不同位置存在著時差，所以時間的計量還要考慮到地理位置的因素。本文將介紹天文學中最常用的幾種時間概念。

日期

儒略日（JD）

儒略日是天文學傢常用的一種日期系統，它表示的是自公元前4713年1月1日起所經過的日數，從格林尼治^{[1]時間的正午起算，用小數表示，而不用時、分等時間單位。它的優點是消除瞭日期變化的影響，非常便於計算兩個日期的差值。公元2000年1月1日的格林尼治時間正午為JD2451545.0。一個適用於1901年到2099年的換算公式是：}

當然，實際上沒有人會去手算儒略日，一般都是通過軟件獲得，所以上面的公式也沒有必要去記憶。

簡化儒略日（MJD）

簡化儒略日是儒略日減去2400000.5，註意簡化儒略日起始於格林尼治子夜。用簡化儒略日表示距離現在比較近的時間較為方便。

年

回歸年

回歸年是太陽在天球上兩次經過春分點的時間間隔。由於歲差，春分點每年退行50.29角秒，所以在一個回歸年裡，太陽走過的角度不足360°，而是359°59'9.71"。回歸年也是日歷中所采用的年長，等於365.24219日。

恒星年

恒星年是地球相對於天球繞太陽一周的時間。在一個恒星年裡，太陽剛好走過360°。恒星年長度為365.25636日。

近點年

地球連續兩次經過近日點的時間間隔，由於地球近日點在緩慢進動，因此近點年比恒星年略長，為365.25964日。

月

朔望月

朔望月是連續兩次朔之間的時間間隔，平均長度為29.53059日，實際值根據地球公轉位置不同在緩慢變化。

恒星月

從地球上觀察，月球在天球上環繞一周的時間，平均值為27.32166日。

回歸月

月球相對於春分點繞地球一周的時間，平均值是27.32158日。

近點月

月球連續兩次經過近地點的時間，平均值是27.55455日。

日

我們稱之為“日”的時間單位基於地球自轉，而根據地球自轉的參照物不同，又可以分為太陽日和恒星日。由於地球公轉的影響，太陽在天球上的位置每天都在變化，這導致太陽日比恒星日長瞭大約4分鐘。

真太陽日

太陽的中心連續兩次經過子午圈的時間間隔。子午圈就是經過觀測者頭頂的一條正南正北方向的經線，如果以太陽為參照物的話，太陽連續兩次經過子午圈就相當於地球自轉瞭一圈。但是，真太陽日有兩個問題：

1. 地球的公轉軌道不是正圓而是橢圓，因此不同日期的真太陽日不相等。
2. 太陽沿著黃道移動而非天赤道，而我們知道黃道和天赤道是有23.5°的交角的，因此太陽沿黃道的移動投影到天赤道上將是不均勻的。

為瞭解決這兩個問題，人們又創造瞭另一種計日方法，也是我們現在最常使用的計日方法——平太陽日。

平太陽日

所謂“平太陽”是一個假想的天體，它以勻速沿天赤道移動，角速度等於一年裡真太陽沿黃道運動的角速度的平均值。這樣，我們就得到瞭一個均勻的時間尺度：平太陽日，即平太陽連續兩次經過子午圈的時間間隔。平太陽日是現在最常使用的計日方法，廣泛用於民用計時。

恒星日

恒星日是春分點連續兩次經過子午圈的時間間隔。它比平太陽日短瞭3分55.91秒。

日出日沒與晨昏蒙影

由於地球大氣折射以及太陽大小的影響，我們觀察到的日出日沒時間並非太陽中心點經過地平線的時間。一般來說，日出日沒時間是以太陽中心點經過地平線下方50角分位置的時刻計算的。一年中不同的時間、不同的緯度，日出日沒時間都不同。

當太陽還沒有出來，或者太陽已經落下後，天空會有一段明亮的時間，這段時間稱為晨昏蒙影——早晨的叫做晨光始，晚上的叫做昏影終。根據用途不同，晨昏蒙影分為三種：

• 民用晨光始和民用昏影終：以太陽中心經過地平線下6°的時刻計算，此時天空還是明亮的，可以進行各種活動。
• 航海晨光始和航海昏影終：以太陽中心經過地平線下12°的時刻計算，此時天空已經暗下來，明亮的星星開始顯現，海平面仍然可以看到。
• 天文晨光始和天文昏影終：這是天文觀測者最常用的晨昏蒙影時間，以太陽中心點經過地平線下18°的時刻計算，這時天空逐漸變成完全黑暗的狀態，可以進行天文觀測。

日出日沒時間和晨昏蒙影時間可以在一些天文軟件上查到，也可以通過訪問晴天鐘或Heavens-Above網站獲得。

時間

真太陽時

真太陽時記錄的是太陽在天空中的運動，日晷上顯示的時間就是真太陽時，但是太陽的運動是不均勻的，所以真太陽時也是不均勻的。

平太陽時

平太陽時記錄平太陽在天空中的運動，它基本消除瞭真太陽的不均勻性（雖然仍然受到地球自轉速度不均勻的影響，但是這個影響微乎其微）。

恒星時

恒星時記錄春分點在天空中的運動，也即春分點在當地的時角（時角就是春分點上次經過子午圈後所經歷的時間），它在數值上等於正位於子午圈上恒星的赤經。正因如此，天文學傢通過“中星儀”記錄恒星經過子午圈的時刻，便可以精確測定其赤經。

丹麥天文學傢羅默(Ole Romer, 1644-1710)最早設計瞭中星儀，他的另一貢獻是根據木衛的公轉估算瞭光速。他估計光從太陽傳到地球大約需要11分鐘（實際是8.25分鐘），這是人類歷史上第一次意識到光速可能是有限的。（圖源：《天文與人文》，鈕衛星著）

格林尼治平時(GMT)

也被稱為格林尼治標準時間，它是從午夜起算的、在格林尼治地方的平太陽時。1928年，在國際天文聯合會的提議下，GMT開始用作世界時(UT)。1925年以前，為瞭避免一晚上的觀測中產生日期變化，天文學傢以格林尼治的正午作為計時起點，現在這種計時方式被稱為格林尼治天文平時(GMAT)。

格林尼治恒星時(GST)

格林尼治地方的恒星時被稱為格林尼治恒星時，它主要配合星圖使用，以找出某一時刻位於子午圈的恒星赤經。

地方恒星時(LST)

地方恒星時即本地的恒星時。從格林尼治地方開始，經度每向西1度，就從GST中減去4分鐘（向東則加上4分鐘）。

國際原子時(TAI)

國際原子時是由原子鐘所提供的時間，由於國際計量大會將秒的長度定義為銫133原子基態的兩個超精細能級間躍遷對應輻射的9,192,631,770個周期的持續時間，因此TAI的秒長是真正標準的秒長，這是它與其它采用天文手段確定的時間的最大不同。

世界時(UT)

世界時最早的定義就是GMT，但是由於地球自轉的不均勻性以及地極的移動，單純采用天文觀測獲得的時間是不均勻的。目前定義瞭以下幾個版本的世界時：

• UT0：UT0就是通過天文觀測直接獲得的格林尼治平太陽時(GMT)，沒有作任何的修正。
• UT1：將UT0經過對地球極點的漂移修正後的值，是天文學傢和海員們廣泛使用的時間，一般說的UT指的就是UT1。
• UT2：對UT1進行地球自轉速度季節性變化的修正後得到的時間，曾經作為時間的基準，但現在已經被基於TAI的計時方式所取代。
• UTC：即協調世界時。它是從國際原子鐘獲得的，因此其秒長嚴格的等於1秒。根據需要，通過在3月、6月、9月或12月末插入或移除一秒的“閏秒”方法，使其配合地球自轉的周期。從1972年開始，UTC開始作為國際授時廣播所采用的時間，也是如今用途最為廣泛的時間計量方式。我們如今使用的北京時間，就是在UTC的基礎上加上時差得出的東八區區時。順帶一提，閏秒其實是比較常見的一種現象，隻不過大部分人根本察覺不到而已。受到閏秒影響最大的應該是GPS，因為GPS的定位是基於衛星上搭載的原子鐘，而原子鐘的時間與UTC之間是有差別的。如果發生閏秒，就要對GPS的原子鐘時間進行修正以得到UTC時間，目前GPS的原子鐘時間與UTC差瞭15秒左右。

參考

1. ^格林尼治位於英國，0度經線也即本初子午線從此經過。由於歷史原因，英國經度局的天文臺建立在格林尼治，因此便把經過格林尼治天文臺的經線定為0度經線。傳統的中文譯名是“格林威治”。