均時差：修订间差异

[[File:Middaysun.gif|thumb|300px|right|太陽和行星在中午太陽（黃紅，太陽和水星在黃道為白色，火星紅色，木星在黃色與紅色的熱點，在土星白色圈圈）]]'''均時差'''是在一年之中，來自[[日晷]]和[[鐘錶]]的時間差異。[[日晷]]可以比鐘錶的時間快（超前）16分33秒（大約在11月3日）或慢（落後）14分6秒（大約在2月12日）。這一是因為地球的公轉軌道不是正圓，二是因為[[黃道]]與[[赤道]]之間存在一定的[[黃赤交角|夾角]]。均時差可以用來解釋[[日行跡]]。

因為太陽的运动是每[[日]]轉一圈，也就是每24小時轉360°，或是每4分鐘轉1°，而且太陽本身的盤面在天空中就有0.5°的大小，簡單的日晷能達到的最佳準確度是1分鐘，而因為均時差的範圍達到30分鐘，很明顯日晷和鐘錶之間的時間差異是不能忽略的。除均時差之外，也必須更正與地区标准子午線距離的差異，而如果實施[[日光節約時間|夏令時間]]也需要修正。

由於地球自轉的減速，[[太陽日|平太陽日]]本身也有微量的變化，每世紀的一日長度約減少2微秒，每一年累積的量大約是1秒鐘，這與均時差毫無關係，而且從最精確的日晷中也完全看不出這種改變。

早在巴比倫時代，巴比倫人就知道太陽每日的运动是不規則的，在[[托勒密]]的《天文學大成》就有一章（第三冊第九章）專門說明如何計算。但是，他沒有把均時差的修正普遍應用在對其它天體的計算上。

17世紀末，人們發明了擺鐘，有了可靠的計時器，但均時差仍然是使用托勒密定義的古董說詞來解釋，除了天文学家，沒有人认为這是件重要的事。只有當機械的鐘錶要取代已經為人類服務了數個世紀的日晷的時候，為了區別時鐘的時間和日晷的時間，這才成為一個議題：[[真太阳|視太陽時]]（或真太陽時）是經由日晷顯示的太陽時，而「[[平太阳|平太陽時]]」是由鐘錶顯示的平均時間。

地球繞著太陽公轉，看起來就像太陽繞著地球每年轉一圈。如果太陽是在天球赤道上以等速運轉，那麼它會很準確的在每日的12點整[[中天 (天文學)|中天]]，並且是理想的守時者。但是地球的軌道是橢圓的，因此依據[[克卜勒行星运动定律]]，太陽看起來在經過近日點附近時（現在大約在每年的1月3日）移動的比較快，而在半年後經過遠日點附近時，移動的比較慢。在最極端的狀況下，這種作用會使一日增加（或減少）7.9秒，這是逐日累加的。結果是地球軌道的離心率對均時差呈現正弦波函數的變化，在一年的周期中有7.66分的震盪。零點的位置在近日點（一月初）和遠日點（七月初），最大值落在四月初（正值）和十月初（負值）。

精確的均時差曲線和地球儀上的八字曲線的形狀會因為軌道離心率和軌道傾角的改變，以世紀的長度為單位逐漸的改變。在目前的時段，這兩個值都在逐漸減少中，但是在實際上它們增減的變化是以數萬年的時標為單位在變化著。當離心率由目前的0.0167變化達到0.047時，離心率的效應會使軌道傾角的影響變得無足輕重，使得均時差的曲線上每年只有一個極大值與極小值。

在較短的時間尺度下（數千年），春分點和近日點日期的改變會顯得比較重要。這種現象是由[[進動]]造成的，在與背景恆星比較下晝夜平分點逐漸在退行，但在目前的討論中可以被忽略，因為[[格里曆]]在設計上會將[[春分點|春分]]的日期維持在3月21日的（至少我們有強烈的企圖）。近日點的移動是向前的，大約是每世紀1.7日。例如，1246年的近日點落在12月22日，也是冬至點，這時兩者的波形均在零點的位置，因此均時差的曲線是對稱的。在這之前，2月的極小值大於11月的極大值；並且5月的極大值大於7月的極小值。與現在的圖表（如下圖所示）比較，可以看出經過數個世紀均時差的變化是很明顯的。例如，與從托勒密的數據制作的均時差圖比較。

如果[[指針]]（產生陰影的鑄件）沒有邊緣而只是一個點（也就是板上的洞），可以追蹤光的陰影在一日期間所形成的曲線。如果陰影被投射在一個平面上，這時所形成的曲線通常都是[[二次曲線]]中的[[雙曲線]]，因為太陽运动的圈子和指針投射的陰影定義出了一個錐體，但在春分點和秋分點，錐體退化成平面而投影的曲線成為直線。雖然每日的曲線都是不同的雙曲線，但是經過修正後的時間標記依然可以標示在曲線上。不幸的是，每一條雙曲線對應於不同的兩日，各自對應在不同半年中的一日，而這兩日的修正值是不一樣的。最簡便的妥協方法是採用平太陽時並在曲線的正午期間顯示正確的陰影點來修正，而這些點所形成的曲線可以組成一個8字型的圖形；經由比較8字型曲線與平正午線的時間差，就可以修正當日的均時差。

均時差是由兩個周期各自為一年與六個月的正弦曲線疊加而成的，他可以用近似的算式表達：

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