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thumb 日没（にちぼつ、）とは、太陽系の自転する惑星や衛星において、1日に1回太陽が地平線の下に沈む現象である。本項では、ことわりのない限り地球の自転によって起こる地球での日没について述べる。 日没時刻は、太陽の縁が西の地平線の下に沈んだ瞬間として定義される。大気による日光の反射により、沈みゆく太陽の光線の経路は地平線付近で大きく曲がるため、実際の日没はおおよそ太陽の直径分だけ地平線下に沈んだ頃に起こる。日没は、太陽が地平線下約1.8度の時に起こり、空が暗くなり始める薄暮（はくぼ）とは異なる。日没と薄暮の時間を合わせて黄昏（たそがれ）と呼ぶ。 ==現象== 日没時刻は、観測者の緯度、経度、高度により、一年を通じて変化する。毎日の小さな変化や季節ごとの変化は、地軸の傾き、地球の自転、公転、月の影響等のためである。夏期には昼が長くなり、夏至の日まで日没時刻も徐々に遅くなる。北半球では、最も遅い日没は6月21日頃の夏至の日に起こる訳ではなく、6月下旬から7月上旬になる。日没が最も遅い日は、正確には観測者の緯度に依存する。同様に、日没が最も早い日は冬至ではなく、やはり観測者の緯度に依存して、2週間程度前の12月上旬に起こる。同様の現象は南半球でも生じる。赤道上でも、日出時刻、日没時刻は、日中時刻にあわせて数分間前後する。これらの効果をプロットしたものは、アナレンマと呼ばれる〔Starry Night Times - January 2007 (explains why Sun appears to cross slow before early January)〕〔The analemma , elliptical orbit effect. 'July 3rd to October 2nd the sun continues to drift to the west until it reaches its maximum "offset" in the west. Then from October 2 until January 21, the sun drifts back toward the east'〕。 地軸の傾きのため、日没の際にはいつでもどこでも、春分点と秋分点の間は北西の方角、秋分点と春分点の間は南西の方角になる。分点の日には、地球上のどこからでも正確に真西に見える。 日出と日没は、どちらも太陽の中心ではなく縁で計算されるため、「昼」の長さは「夜」の長さよりも若干長くなる。さらに日光は大気差により屈折するため、太陽が地平線の下に沈んだ後も見ることができる。また別の錯視効果によって、地平線上の太陽はより大きく見える。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「日没」の詳細全文を読む 英語版ウィキペディアに対照対訳語「 Sunset 」があります。 スポンサード リンク
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