คำว่า "ทรอปิคอล" มาจากภาษากรีกtropikosซึ่งหมายถึง "การหมุน" ^{[ 5 ]}ดังนั้น เส้นทรอปิคอลของมะเร็งและแพะจึงเป็นเส้นละติจูดเหนือสุดและใต้สุด ที่ ดวงอาทิตย์สามารถปรากฏอยู่เหนือศีรษะโดยตรง และที่ซึ่งดวงอาทิตย์ปรากฏว่า "หมุน" ในการเคลื่อนที่ตามฤดูกาลประจำปี เนื่องจากความเชื่อมโยงระหว่างทรอปิคอลและวัฏจักรตามฤดูกาลของตำแหน่งที่ปรากฏของดวงอาทิตย์ คำว่า "ทรอปิคอล" จึงถูกนำมาใช้กับช่วงเวลาของวัฏจักรตามฤดูกาล ชาวจีนโบราณ ชาวฮินดู ชาวกรีก และชนชาติอื่นๆ ได้ทำการวัดโดยประมาณของปีทรอปิคอล

ในศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราชฮิปปาร์คัสได้วัดเวลาที่ดวงอาทิตย์ใช้ในการเดินทางจากจุดวิษุวัตไปยังจุดวิษุวัตเดียวกันอีกครั้ง เขาคำนวณความยาวของปีได้เป็น 1/300 ของวันน้อยกว่า 365.25  วัน (365  วัน 5  ชั่วโมง 55  นาที 12  วินาที หรือ 365.24667  วัน) ฮิปปาร์คัสใช้วิธีนี้เพราะเขาสามารถตรวจจับเวลาของจุดวิษุวัตได้ดีกว่าเมื่อเทียบกับจุดอายัน^{[ 6 ]}

ฮิปปาร์คัสยังค้นพบอีกว่าจุดวิษุวัตเคลื่อนที่ไปตามระนาบสุริยวิถี (ระนาบวงโคจรของโลก หรือสิ่งที่ฮิปปาร์คัสคิดว่าเป็นระนาบวงโคจรของดวงอาทิตย์รอบโลก) ในทิศทางตรงกันข้ามกับการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ ซึ่งปรากฏการณ์นี้ต่อมาได้ชื่อว่า "การเคลื่อนที่ของวิษุวัต" เขาคำนวณค่าได้ 1° ต่อศตวรรษ ซึ่งเป็นค่าที่ไม่ได้รับการปรับปรุงจนกระทั่งประมาณ 1,000  ปีต่อมาโดยนักดาราศาสตร์ชาวอิสลามนับตั้งแต่การค้นพบนี้ ได้มีการแยกความแตกต่างระหว่างปีสุริยคติและปีสุริยคติ^{[ 6 ]}

ในยุคกลางและยุคฟื้นฟูศิลปวิทยา มีการตีพิมพ์ตารางที่มีความแม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ หลายตาราง ซึ่งช่วยให้สามารถคำนวณตำแหน่งของดวงอาทิตย์ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ต่างๆเทียบกับดาวฤกษ์ได้ การประยุกต์ใช้ตารางเหล่านี้ที่สำคัญอย่างหนึ่งคือการปฏิรูปปฏิทิน

ตารางอัลฟอนซีนที่ตีพิมพ์ในปี 1252 อ้างอิงจากทฤษฎีของปโตเลมีและได้รับการแก้ไขและปรับปรุงหลังจากตีพิมพ์ครั้งแรก ความยาวของปีสุริยคติกำหนดไว้ที่ 365 วัน สุริยคติ 5 ชั่วโมง 49 นาที 16 วินาที (≈ 365.24255 วัน) ความยาวนี้ถูกนำมาใช้ในการคิดค้นปฏิทินเกรกอเรียนในปี 1582 ^{[ 7 ]}      

ในอุซเบกิสถาน หนังสือZij-i SultaniของUlugh Begได้รับการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2480 และได้ประมาณการไว้ที่ 365 วัน สุริยะ5 ชั่วโมง 49 นาที 15 วินาที (365.242535 วัน) ^{[ 8 ]}      

ในศตวรรษที่ 16 โคเปอร์นิคัสได้เสนอทฤษฎีจักรวาลวิทยาแบบเฮลิโอเซนทริก อีราสมัส ไรน์โฮลด์ได้ใช้ทฤษฎีของโคเปอร์นิคัสในการคำนวณตารางพรูเทนิกในปี ค.ศ. 1551 และให้ค่าความยาวของปีสุริยคติเท่ากับ 365 วัน  สุริยคติ 5  ชั่วโมง 55  นาที 58  วินาที (365.24720  วัน) โดยอิงจากความยาวของปีดาราคติและอัตราการเคลื่อนที่ของแกนโลกที่คาดการณ์ไว้ ซึ่งค่าที่ได้นี้มีความแม่นยำน้อยกว่าค่าที่ได้จากตารางอัลฟอนซีนก่อนหน้านี้

ความก้าวหน้าครั้งสำคัญในศตวรรษที่ 17 เกิดขึ้นจากโยฮันเนส เคปเลอร์และไอแซค นิวตันในปี ค.ศ. 1609 และ 1619 เคปเลอร์ได้ตีพิมพ์ กฎการ เคลื่อนที่ของดาวเคราะห์สามข้อ^{[ 9 ]}ในปี ค.ศ. 1627 เคปเลอร์ได้ใช้การสังเกตการณ์ของไทโค บราเฮและวอลเธอรัสเพื่อสร้างตารางที่แม่นยำที่สุดในเวลานั้น ซึ่งก็คือตารางรูดอลฟินเขาประเมินค่าเฉลี่ยของปีสุริยคติเป็น 365 วัน  สุริยะ 5  ชั่วโมง 48  นาที 45  วินาที (365.24219 วัน) ^{[ 7 ]}

กฎพลศาสตร์สามข้อและทฤษฎีแรงโน้มถ่วงของนิวตันได้รับการตีพิมพ์ในหนังสือPhilosophiæ Naturalis Principia Mathematica ของเขา ในปี ค.ศ. 1687 ความก้าวหน้าทางทฤษฎีและคณิตศาสตร์ของนิวตันมีอิทธิพลต่อตารางของเอ็ดมอนด์ ฮัลลีย์ที่ตีพิมพ์ในปี ค.ศ. 1693 และ ค.ศ. 1749 ^{[ 10 ]}และเป็นพื้นฐานของแบบจำลองระบบสุริยะทั้งหมดจนกระทั่ง ทฤษฎีสัมพัทธ ภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ในศตวรรษที่ 20

ตั้งแต่สมัยฮิปปาร์คัสและปโตเลมี ปีหนึ่งๆ จะนับจากจุดวิษุวัตสองครั้ง (หรือจุดอายันสองครั้ง) ที่ห่างกันหลายปี เพื่อหาค่าเฉลี่ยของข้อผิดพลาดในการสังเกตและการเปลี่ยนแปลงตามช่วงเวลา (ที่เกิดจากแรงดึงดูดของดาวเคราะห์ และผลกระทบเล็กน้อยของการสั่นไหว ของแกน โลกต่อจุดวิษุวัต) ผลกระทบเหล่านี้เริ่มเป็นที่เข้าใจกันในสมัยของนิวตัน การสร้างแบบจำลองการเปลี่ยนแปลงระยะสั้นของเวลาระหว่างจุดวิษุวัต (และป้องกันไม่ให้การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้รบกวนความพยายามในการวัดการเปลี่ยนแปลงระยะยาว) จำเป็นต้องมีการสังเกตที่แม่นยำและทฤษฎีการเคลื่อนที่ปรากฏของดวงอาทิตย์ที่ซับซ้อน ทฤษฎีและเครื่องมือทางคณิตศาสตร์ที่จำเป็นได้มารวมกันในศตวรรษที่ 18 จากผลงานของปิแอร์-ซีมง เดอ ลาปลาซโจเซฟ หลุยส์ ลากรองจ์และผู้เชี่ยวชาญด้านกลศาสตร์ท้องฟ้า คนอื่นๆ พวกเขาสามารถคำนวณการเปลี่ยนแปลงตามช่วงเวลาและแยกออกจากค่าเฉลี่ยการเคลื่อนที่แบบค่อยเป็นค่อยไป พวกเขาสามารถแสดงลองจิจูดเฉลี่ยของดวงอาทิตย์ในรูปพหุนามได้ดังนี้:

L = A + A T + A T ²วัน

โดยที่Tคือเวลาในหน่วยศตวรรษจูเลียน อนุพันธ์ของสูตรนี้คือการแสดงออกของความเร็วเชิงมุมเฉลี่ย และส่วนกลับของสูตรนี้คือการแสดงออกของความยาวของปีสุริยคติในรูปฟังก์ชันเชิงเส้นของT

ในตารางมีสมการสองสมการ สมการทั้งสองประมาณการว่าปีสุริยคติจะสั้นลงประมาณครึ่งวินาทีในแต่ละศตวรรษ

ตารางของ Newcomb มีความแม่นยำเพียงพอจนถูกนำไปใช้โดยปฏิทินดาราศาสตร์ ร่วมระหว่างอเมริกาและอังกฤษ สำหรับดวงอาทิตย์ดาวพุธดาวศุกร์และดาวอังคารจนถึงปี 1983 ^{[ 12 ]}

ความยาวของปีสุริยคติเฉลี่ยได้มาจากแบบจำลองระบบสุริยะ ดังนั้นความก้าวหน้าใดๆ ที่ช่วยปรับปรุงแบบจำลองระบบสุริยะจึงมีศักยภาพที่จะปรับปรุงความแม่นยำของปีสุริยคติเฉลี่ยได้ เครื่องมือสังเกตการณ์ใหม่ๆ จำนวนมากได้ถูกพัฒนาขึ้นมา รวมถึง...

• ดาวเทียมเทียม
• การติดตามยานสำรวจอวกาศลึก เช่นPioneer 4เริ่มต้นในปี พ.ศ. 2492 ^{[ 13 ]}
• เรดาร์ที่สามารถวัดระยะทางไปยังดาวเคราะห์ดวงอื่นได้ตั้งแต่ปี พ.ศ. 2504 ^{[ 14 ]}
• การวัดระยะด้วยเลเซอร์ไปยังดวงจันทร์ นับตั้งแต่ภารกิจ Apollo 11ในปี 1969 ได้ทิ้ง ตัวสะท้อนแสงชุดแรกซึ่งช่วยให้ได้ความแม่นยำมากกว่าการวัดโดยไม่ใช้ตัวสะท้อนแสง
• ดาวเทียมเทียม เช่นLAGEOS (1976) และระบบระบุตำแหน่งทั่วโลก (เริ่มใช้งานครั้งแรกในปี 1993)
• การแทรกสอดฐานยาวมากซึ่งค้นหาทิศทางที่แม่นยำไปยังควาซาร์ในกาแล็กซี ที่อยู่ไกลออกไป และช่วยให้สามารถกำหนดทิศทางของโลกเมื่อเทียบกับวัตถุเหล่านี้ซึ่งมีระยะทางมากจนถือได้ว่ามีการเคลื่อนที่ในอวกาศน้อยที่สุด^{[ 15 ]}

ความซับซ้อนของแบบจำลองที่ใช้สำหรับระบบสุริยะจะต้องจำกัดตามสิ่งอำนวยความสะดวกในการคำนวณที่มีอยู่ ในช่วงทศวรรษที่ 1920 อุปกรณ์บัตรเจาะรูถูกนำมาใช้โดย LJ Comrie ในสหราชอาณาจักร สำหรับ ปฏิทิน ดาราศาสตร์ของอเมริกาคอมพิวเตอร์แม่เหล็กไฟฟ้าIBM Selective Sequence Electronic Calculatorถูกนำมาใช้ตั้งแต่ปี 1948 เมื่อคอมพิวเตอร์สมัยใหม่พร้อมใช้งาน ก็สามารถคำนวณปฏิทินดาราศาสตร์โดยใช้การบูรณาการเชิงตัวเลขแทนทฤษฎีทั่วไปได้ การบูรณาการเชิงตัวเลขถูกนำมาใช้ในปี 1984 สำหรับปฏิทินดาราศาสตร์ร่วมระหว่างสหรัฐอเมริกาและสหราชอาณาจักร^{[ 16 ]}

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ได้ให้ทฤษฎีที่แม่นยำกว่า แต่ความแม่นยำของทฤษฎีและการสังเกตการณ์ไม่จำเป็นต้องมีการปรับปรุงแก้ไขตามที่ทฤษฎีนี้ให้ไว้ (ยกเว้นการเลื่อนตำแหน่งของจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวพุธ) จนกระทั่งปี 1984 มาตราเวลาได้รวมเอาทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเข้ามาตั้งแต่ช่วงทศวรรษที่ 1970 ^{[ 17 ]}

พัฒนาการที่สำคัญในการทำความเข้าใจปีสุริยคติในช่วงระยะเวลานานคือการค้นพบว่าอัตราการหมุนของโลก หรือเทียบเท่ากับความยาวของวันสุริยะเฉลี่ยไม่คงที่ วิลเลียม เฟอร์เรล ในปี 1864 และชาร์ลส์-เออแฌน เดลาเนย์ในปี 1865 ทำนายว่าการหมุนของโลกถูกชะลอโดยน้ำขึ้นน้ำลง ซึ่งสามารถตรวจสอบได้จากการสังเกตเฉพาะในช่วงทศวรรษ 1920 ด้วยนาฬิกา Shortt–Synchronome ที่มีความแม่นยำสูง และต่อมาในช่วงทศวรรษ 1930 เมื่อนาฬิกาควอตซ์เริ่มเข้ามาแทนที่นาฬิกาลูกตุ้มในฐานะมาตรฐานเวลา^{[ 18 ]}

ก่อนที่จะพิจารณาตัวอย่าง เราต้องตรวจสอบ จุดวิษุวัตก่อน ในการคำนวณระบบสุริยะมีระนาบสำคัญสองระนาบ ได้แก่ ระนาบสุริยวิถี (วงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์) และระนาบเส้นศูนย์สูตรท้องฟ้า (เส้นศูนย์สูตรของโลกที่ฉายลงบนอวกาศ) ระนาบทั้งสองนี้ตัดกันเป็นเส้นตรงทิศทาง หนึ่ง ชี้ไปยังจุดวิษุวัตฤดูใบไม้ผลิ หรือวิษุวัตเดือนมีนาคมซึ่งใช้สัญลักษณ์♈ ︎ (สัญลักษณ์นี้ดูเหมือนเขาแกะเพราะเดิมทีชี้ไปยังกลุ่มดาวราศีเมษ ) ส่วน ทิศทางตรงกันข้ามใช้สัญลักษณ์♎ ︎ (เพราะเดิมทีชี้ไปยัง กลุ่ม ดาวราศีตุลย์ ) เนื่องจากการเคลื่อนที่ของจุดวิษุวัตและการสั่นไหวของ แกนโลก ทิศทางเหล่านี้จึงเปลี่ยนแปลงไป เมื่อเทียบกับทิศทางของดาวฤกษ์และกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป ซึ่งทิศทางของพวกมันไม่มีการเคลื่อนที่ที่วัดได้เนื่องจากระยะทางที่ไกลมาก (ดูกรอบอ้างอิงท้องฟ้าสากล )

ลองจิจูดสุริยวิถีของดวงอาทิตย์คือมุมระหว่าง♈ ︎กับดวงอาทิตย์ โดยวัดไปทางทิศตะวันออกตามแนวสุริยวิถี การวัดนี้เป็นการวัดแบบสัมพัทธ์ ไม่ใช่แบบสัมบูรณ์ เพราะขณะที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ ทิศทางที่ใช้วัดมุมก็เคลื่อนที่ไปด้วย การกำหนดทิศทางที่แน่นอน (เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ไกล) เพื่อใช้ในการวัดนั้นสะดวกกว่า ทิศทางของ♈ ︎ ในเวลาเที่ยงของวันที่ 1 มกราคม พ.ศ. 2543 จึงใช้แทนได้และใช้สัญลักษณ์♈ ︎

มีปรากฏการณ์วิษุวัตใน วันที่ 20 มีนาคม พ.ศ. 2552 เวลา 11:44:43.6  น. ตามเวลาภาคพื้นทวีป วิษุวัตในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2553 คือ วันที่ 20 มีนาคม เวลา 17:33:18.1  น. ตามเวลาภาคพื้นทวีป ซึ่งให้ช่วงเวลา–และระยะเวลาของปีสุริยคติ–เท่ากับ 365 วัน 5 ชั่วโมง 48 นาที 34.5 วินาที^{[ 28 ]}ในขณะที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่♈ ︎เคลื่อนที่ไปในทิศทางตรงกันข้าม เมื่อดวงอาทิตย์และ♈ ︎มาพบกันในวิษุวัตเดือนมีนาคม พ.ศ. 2553 ดวงอาทิตย์ได้เคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออก 359°59'09" ในขณะที่♈ ︎ได้เคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันตก 51" รวมเป็น 360° (ทั้งหมดเทียบกับ♈ ︎ ^{[ 29 ]} ) นี่คือเหตุผลที่ปีสุริยคติสั้นกว่าปีดาราศาสตร์ 20 นาที       

เมื่อเปรียบเทียบการวัดปีสุริยคติจากหลายปีติดต่อกัน จะพบความแปรผันซึ่งเกิดจากการรบกวนของดวงจันทร์และดาวเคราะห์ที่ส่งผลต่อโลก รวมถึงการสั่นไหว Meeus และ Savoie ได้ให้ตัวอย่างช่วงเวลาระหว่างวิษุวัตเดือนมีนาคม (ไปทางเหนือ) ดังต่อไปนี้: ^{[ 7 ]}

จนกระทั่งต้นศตวรรษที่ 19 ความยาวของปีสุริยคติถูกหาได้โดยการเปรียบเทียบวันที่วิษุวัตซึ่งห่างกันหลายปี วิธีนี้ทำให้ได้ค่าเฉลี่ย ของ ปีสุริยคติ^{[ 11 ]}

หากเลือกเส้นลองจิจูดเริ่มต้นของดวงอาทิตย์ที่แตกต่างจาก 0° ( เช่น♈ ︎ ) ระยะเวลาที่ดวงอาทิตย์จะกลับมายังเส้นลองจิจูดเดิมก็จะแตกต่างกัน นี่เป็นผลกระทบลำดับที่สองจากสถานการณ์ที่ความเร็วของโลก (และในทางกลับกัน ความเร็วปรากฏของดวงอาทิตย์) เปลี่ยนแปลงไปในวงโคจรวงรี: เร็วขึ้นที่จุดใกล้ดวงอาทิตย์ ที่สุด ช้าลงที่จุดไกลดวงอาทิตย์ ที่สุด จุดวิษุวัตเคลื่อนที่สัมพันธ์กับจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (และทั้งสองเคลื่อนที่สัมพันธ์กับกรอบดาราศาสตร์คงที่) จากการผ่านจุดวิษุวัตครั้งหนึ่งไปยังอีกครั้งหนึ่ง หรือจากการผ่านจุดอายันครั้งหนึ่งไปยังอีกครั้งหนึ่ง ดวงอาทิตย์จะโคจรครบรอบวงรีไม่สมบูรณ์ เวลาที่ประหยัดได้ขึ้นอยู่กับจุดเริ่มต้นในวงโคจร หากจุดเริ่มต้นอยู่ใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (เช่น จุดอายันในเดือนธันวาคม) ความเร็วจะสูงกว่าค่าเฉลี่ย และดวงอาทิตย์ที่ปรากฏจะประหยัดเวลาได้น้อยจากการที่ไม่ต้องโคจรครบรอบวงรี: "ปีสุริยคติ" จึงค่อนข้างยาว ถ้าจุดเริ่มต้นอยู่ใกล้จุดไกลสุดจากดวงอาทิตย์ ความเร็วก็จะต่ำลง และเวลาที่ประหยัดได้จากการไม่ต้องวิ่งเป็นส่วนโค้งเล็กๆ เหมือนกับที่จุดวิษุวัตเคลื่อนที่ไปก็จะนานขึ้น: ปีสุริยคติจึงค่อนข้างสั้น

"ปีสุริยคติเฉลี่ย" นั้นคำนวณจากตำแหน่งดวงอาทิตย์เฉลี่ยและไม่เท่ากับระยะเวลาที่ใช้ในการเดินทางจากจุดวิษุวัตหนึ่งไปยังอีกจุดหนึ่ง หรือจากจุดอายันหนึ่งไปยังอีกจุดอายันหนึ่งอย่างแม่นยำ

ค่าช่วงเวลาระหว่างวิษุวัตและอายันต่อไปนี้ได้มาจาก Meeus และ Savoie สำหรับปี0 ​​และ 2000 ^{[ 11 ]}ค่าเหล่านี้เป็นค่าที่ปรับให้เรียบแล้ว ซึ่งคำนึงถึงวงโคจรของโลกที่เป็นวงรี โดยใช้ขั้นตอนที่เป็นที่รู้จักกันดี (รวมถึงการแก้สมการของเคปเลอร์ ) ค่าเหล่านี้ไม่ได้คำนึงถึงการเปลี่ยนแปลงเป็นระยะเนื่องจากปัจจัยต่างๆ เช่น แรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์ที่โคจร และแรงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ การรบกวนดังกล่าวมีน้อยเมื่อเทียบกับความแตกต่างของตำแหน่งที่เกิดจากวงโคจรที่เป็นวงรีแทนที่จะเป็นวงกลม^{[ 30 ]}

ปีสุริยคติเฉลี่ย ณ วัน ที่ 1 มกราคม พ.ศ. 2543 คือ365.242 189 7หรือ 365 วันตามปฏิทินดาราศาสตร์ 5 ชั่วโมง 48 นาที 45.19 วินาที ค่านี้เปลี่ยนแปลงช้า สูตรที่เหมาะสมสำหรับการคำนวณความยาวของปีสุริยคติในหน่วยวันตามปฏิทินดาราศาสตร์ คือ    

${\displaystyle 365.2421896698-6.15359\times 10^{-6}T-7.29\times 10^{-10}T^{2}+2.64\times 10^{-10}T^{3}}$

โดยที่ T อยู่ในศตวรรษจูเลียน 36,525  วัน 86,400  วินาที SI วัดจากเที่ยงวัน ที่ 1 มกราคม พ.ศ. 2543 ^{[ 31 ]}

นักดาราศาสตร์สมัยใหม่กำหนดปีสุริยคติว่าเป็นช่วงเวลาที่ลองจิจูดเฉลี่ยของดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้น 360° กระบวนการในการหาสูตรสำหรับความยาวของปีสุริยคติคือการหาสูตรสำหรับลองจิจูดเฉลี่ยของดวงอาทิตย์ก่อน (เทียบกับ♈ ︎ ) เช่น สูตรของ Newcomb ที่ให้ไว้ข้างต้น หรือสูตรของ Laskar ^{[ 32 ]}เมื่อพิจารณาตลอดทั้งปี ลองจิจูดเฉลี่ยเกือบจะเป็นฟังก์ชันเชิงเส้นของเวลาภาคพื้นดิน ในการหาความยาวของปีสุริยคติ ลองจิจูดเฉลี่ยจะถูกหาอนุพันธ์เพื่อให้ได้ความเร็วเชิงมุมของดวงอาทิตย์เป็นฟังก์ชันของเวลาภาคพื้นดิน และความเร็วเชิงมุมนี้จะใช้ในการคำนวณว่าต้องใช้เวลานานเท่าใดที่ดวงอาทิตย์จะเคลื่อนที่ 360° ^{[ 11 ] [ 33 ]}

สูตรข้างต้นแสดงความยาวของปีสุริยคติในหน่วยวันตามปฏิทินดาราศาสตร์ (เท่ากับ 86,400  วินาทีในระบบ SI) ไม่ใช่หน่วยวันตามปฏิทินสุริยคติ จำนวนวันตามปฏิทินสุริยคติในปีสุริยคติมีความสำคัญต่อการทำให้ปฏิทินสอดคล้องกับฤดูกาล (ดูด้านล่าง)