El concepte de temps va lligat al de simultaneïtat en el sentit que la localització d’un esdeveniment és determinada per comparació amb la simultaneïtat amb els que es produeixen en un sistema de referència que és anomenat rellotge. Segons Einstein, el temps d’un esdeveniment és la indicació que dóna un rellotge col·locat en el punt de l’espai on té lloc l’esdeveniment. Com que la transmissió d’una informació és feta amb una velocitat finita, car com a màxim serà la de la llum, la noció de temps comporta la d’espai. Per a dos observadors diferents que estiguin en repòs entre ells, els esdeveniments que se succeeixen des de llurs punts d’observació poden ésser mesurats en la mateixa escala de temps; dit altrament: la durada d’un mateix fenomen és idèntica per a ambdós observadors. En canvi, si un observador es mou respecte a l’altre, atès que la velocitat màxima amb la qual poden intercanviar informació per a contrastar llurs rellotges és la de la llum, evidentment aquesta intervé en l’expressió que permet de passar d’una escala de temps a una altra (transformacions de Lorentz).
Einstein suposà, contra les teories clàssiques de Newton i Galileu, que no hi ha un temps absolut i que cada sistema de coordenades en té un de diferent en funció del moviment relatiu d’un respecte a un altre. No obstant això, la mecànica de Newton continua essent vàlida per a objectes que es moguin a velocitats petites en comparació de la de la llum i hom considera que és un temps absolut aquell que mesura un observador situat damunt de la Terra. Des d’antic, l’home ha associat l’evolució del paràmetre temps al cicle natural de la vida i al desplaçament dels astres en el firmament. D’aquí que una de les formes més antigues de mesura del temps hagi estat la repetició de la situació relativa dels astres. Bé que ara hom li dóna una definició atòmica, la unitat de temps, el segon, ha estat determinada a partir de la rotació de la Terra.
Les unitats de temps i el mesurament del temps
La mesura del temps, com la de qualsevol altra magnitud, implica l’existència d’una unitat. Per a definir la unitat de temps cal trobar un esdeveniment físic periòdic que es repeteixi a intervals de temps exactament iguals; d’aquesta manera la mesura d’una durada qualsevol pot ésser feta calculant el nombre de vegades que es produeix l’esdeveniment escollit durant la durada considerada. L’elecció efectiva d’una unitat de temps ha d’ésser justificada amb raonaments teòrics, atès que experimentalment és impossible de comprovar que un esdeveniment físic periòdic es repeteixi sempre al cap d’un mateix interval de temps sense l’existència prèvia d’una unitat per a mesurar-la. El procediment astronòmic per a la mesura del temps es basa en la rotació de la Terra entorn d’ella mateixa, puix que aquest fenomen fa que l’orientació dels punts de la superfície terrestre respecte als estels fixos es repeteixi constantment. Atès que hom admet que la rotació de la Terra té lloc a una velocitat uniforme, això vol dir que l’interval de temps que separa el pas de la Terra per dues posicions distintes i l’interval de temps que separa el seu pas per un altre parell són iguals si els espais recorreguts entre cada parell de posicions són iguals. Per tant, hom elegeix una orientació de la superfície terrestre respecte als estels fixos i agafa com a successió d’esdeveniments totes les repeticions d’aquesta posició, puix que qualsevol parell consecutiu estarà separat sempre pel mateix interval de temps.
Per a determinar la posició de la Terra en un moment qualsevol hom té en compte que, quan aquesta gira, els objectes celestes semblen moure's entorn d’ella, i passen pel meridià d’un lloc geogràfic una vegada cada dia. Així, la situació de la Terra pot ésser determinada a partir de la posició aparent que ocupa al cel algun objecte de referència de l’esfera celeste; quan aquesta posició es repeteix, també es repeteix la posició de la Terra. D’acord amb això, hom defineix una unitat de temps, el dia, com l’interval entre dos passos consecutius pel meridià d’un cos celeste que hom pren com a referència. Segons la natura d’aquest darrer, la durada del dia és més o menys llarga, i per això hi ha diversos tipus de dia, que corresponen a distints astres de referència (dia). Per conveni, hom divideix cada dia en 24 hores, cada hora en 60 minuts i cada minut en 60 segons, tots els quals tenen també unes durades distintes d’acord amb la durada corresponent al tipus de dia del qual són divisions. El valor del temps en un instant qualsevol és donat per la distància angular que l’objecte de referència ha recorregut respecte al meridià des del seu darrer pas. Aquesta distància és donada per l’angle determinat sobre l’equador celeste entre el meridià local i el cercle horari de l’astre considerat; és a dir, que coincideix amb l’angle horari de l’astre.
El cos celeste que d’una manera més immediata apareix com a referència pràctica per a determinar el moviment de rotació de la Terra és, sens dubte, el Sol; així, hom defineix la corresponent unitat de temps, denominada dia solar veritable, com l’interval de temps que transcorre entre dues culminacions inferiors del Sol. El valor del temps solar veritable per a un instant qualsevol és el valor que hom obté sumant 12 hores a l’angle horari del Sol en aquest mateix moment. El fet de sumar 12 hores a l’angle horari correspon al fet que hom pren com a instant zero el moment que el Sol passa pel meridià inferior. La duració d’un dia solar veritable és més llarga que no pas la d’una rotació efectiva de la Terra entorn del seu eix, perquè, a causa del moviment de translació de la Terra al voltant del Sol, la posició d’aquest darrer respecte als estels fixos canvia fins i tot en un interval de poques hores, de tal forma que la Terra ha de fer una mica més d’una volta perquè el Sol torni a passar pel meridià d’un lloc. Per això mateix, la duració d’aquest dia no és constant, puix que la velocitat de la Terra sobre la seva òrbita varia a les distintes èpoques de l’any, i, per tant, varia també la magnitud del desplaçament diürn del Sol respecte als estels fixos. Un altre motiu d’irregularitats en la duració del dia solar veritable és el fet que el Sol efectua el seu moviment aparent sobre l’eclíptica, mentre que els angles horaris són mesurats sobre l’equador celeste. Així resulta que la variació de la posició del Sol respecte a l’equador que es produeix durant l’any és reflectida en les mesures dels angles horaris. Per tal d’evitar aquestes fonts d’irregularitats i aconseguir una unitat de temps realment constant hom defineix un astre imaginari, l’anomenat Sol fictici, que és en un punt del firmament que es mou sobre l’equador celeste amb una velocitat uniforme, igual a la velocitat mitjana del Sol veritable. A més, coincideix amb aquest darrer cada vegada que passa pel punt Àries, la qual cosa vol dir que aquest moviment periòdic té lloc amb el mateix període que el moviment real del Sol. Totes aquestes hipòtesis permeten de calcular la situació que aquest astre fictici ocuparia al firmament en qualsevol moment. Així és definit el dia solar mitjà com l’interval de temps que transcorre entre dues culminacions inferiors del Sol fictici, i el valor del temps solar mitjà per a un instant qualsevol s’obté sumant 12 hores a l’angle horari del Sol fictici en aquest mateix moment. A la pràctica hom no actua d’aquesta manera, sinó que el temps solar mitjà és determinat corregint el valor del temps solar veritable amb una magnitud apropiada, que és donada en tot moment per l'equació del temps (equació 2 4).
La duració del dia solar mitjà és més llarga que no pas la d’una revolució de la Terra entorn del seu eix, pels motius esmentats en el cas del dia solar veritable. Per tal de donar una definició de dia que coincideixi realment amb el període de rotació de la Terra hom pren un astre de referència, la posició del qual al firmament relativa als estels fixos no sigui afectada pel moviment de translació de la Terra entorn del Sol; és a dir, un astre llunyà. Així, hom defineix el dia sideral com l’interval que transcorre entre dues culminacions superiors consecutives d’un mateix estel, i el temps sideral en qualsevol instant és l’angle horari de l’estel de referència en aquest mateix instant. El dia sideral és uns 4 minuts més curt que el dia solar mitjà. En la pràctica hom no pren un estel concret com a referència, sinó un punt astronòmic molt ben definit, el punt Àries, la posició del qual, en un sistema de coordenades locals, és el que determina el temps sideral. La situació d’aquest punt respecte als estels fixos varia amb el temps a causa de l’existència dels moviments de precessió i de nutació de l’eix de la Terra, però llur efecte, per a intervals de temps de l’ordre d’un dia, és molt petit. Nogensmenys, per tal d’eliminar aquesta font de possibles irregularitats, ha estat definit un punt Àries fictici que es desplaça sobre l’eclíptica amb un moviment uniforme i al qual hom dóna el nom d'equinocci mitjà. El temps mesurat a partir de l’angle horari d’aquest punt fictici és denominat temps sideral mitjà.
La determinació dels temps és feta als observatoris a partir d’un estel escollit, la posició del qual respecte al punt Àries sigui coneguda amb tota exactitud i observant el seu pas pel meridià amb una ullera zenital o un cercle meridià, o també usant un astrolabi i aplicant el mètode denominat d’altures iguals. La precisió que hom obté en el primer cas és d’un centèsim de segon, i en l’altre d’un mil·lèsim. Fins a la fi del s XIX tots els observatoris tenien un servei de l’hora propi, puix que el coneixement exacte del temps és essencial per a totes les observacions astronòmiques, però des de la generalització de la telegrafia és possible d’enviar senyals horaris des d’un observatori a un altre, i per aquest motiu únicament resten al món uns quaranta observatoris que tinguin servei horari, i, a més, tots col·laboren a través d’un organisme central: l’Oficina Internacional de l’Hora, que té la seu a l’Observatori de París. Un altre problema relacionat amb el temps és el de la seva conservació un cop ha estat determinat. Per això tots els observatoris tenen rellotges de la més alta qualitat, que són regulats d’acord amb les determinacions astronòmiques del temps. Antigament aquests rellotges eren de tipus mecànic, especialment de pèndol, però actualment són de tipus electrònic, generalment rellotges de quars, puix que la seva precisió és molt superior (rellotge). L’ús de tots aquests dispositius ha posat de manifest que la unitat de temps definida per la rotació de la Terra no és uniforme quan hom la compara amb les unitats de duració determinades per cadascun d’aquests aparells. Atès que els aparells es basen en principis físics distints, hom arriba a la conclusió que ni el dia solar ni el dia sideral no són uniformes, fins i tot una vegada sotmesos a les correccions esmentades abans. Hom ha vist que això és degut al fet que la velocitat de rotació de la Terra no és constant, sinó que és sotmesa a petites variacions. En la pràctica aquesta manca d’uniformitat té poca importància i és lícit d’ignorar-la en molts càlculs. Però amb vista a certes aplicacions la Unió Astronòmica Internacional ha introduït el temps de les efemèrides o temps de Newcomb, la unitat del qual, el dia, és definida per conveni com a 1/365,25636274 de la duració de l’any sideral 1900. Aquesta escala de temps és definida pel moviment orbital de la Terra, i de la seva definició resulta que la duració del dia corresponent és perfectament constant, bé que presenta l’inconvenient que tan sols pot ésser determinada per mètodes indirectes.