答案很简单，昼夜轮替和地球自转并不是精确对应的。天文学上，地球的“一日”有两种定义：
太阳连续两次经过某地的中天的时间间隔。所谓中天，顾名思义指的是天体在天空中最高点的位置——这便是太阳日；
某远处“不动”恒星连续两次经过某地的中天的时间间隔——这便是恒星日。单从这个定义来说，它指的就是地球的自转周期；
可见，一天的长度取决于所选参照系。所谓远处“不动”的恒星，夜空中任何一颗恒星都与我们有数光年乃至数百光年之远，地球公转造成的距离变化可以忽略不计，这使得它们几乎像是钉在天穹上，只有太阳在这个恒星背景里自西向东一年一圈缓慢移动；
而太阳日，也就是我们平常所说的“一天 24 小时”，意义也就显而易见了：相对地球而言，太阳显然不是一颗“不动”的恒星，计算太阳日，公转因素不可忽略。
太阳日和恒星日对比的简化示意图
上图中 A、B 分别代表前后一天的太阳位置，最右端的五角星代表遥远恒星。由于地球在一天的时间里已经相对太阳公转过一定角度，它需要通过自转，把这个角度“补”回来，才能让太阳再次达到最高点，因而太阳日比恒星日要长。
中学地理都学过，地球自转周期约为 23 小时 56 分 4 秒。为了更直观地区分恒星日和太阳日，若取公转和自转角速度恒定，则可以用“一天”和“一年”的长度来估算上面这个数值：
在 365 天里，公转角度为 360°，所以一天公转约 0.9863°；
地球自转补回上面算出的角度，完成一个太阳日，即需要旋转 360.9863°，用时 24 小时；
由此可以得出自转 360°需要的时间，为 23 小时 56 分 3.9347 秒。
当然，如上所言这只是估算，数值只取大略，速度也假设恒定。实际情况有不少复杂细微之处。
首先，众所周知，地球的公转角速度不恒定，而是在轨道近日点的最大值和远日点的最小值之间变化，所以严格来讲，24 小时只是以年为单位，“平均”一个太阳日的时长。实际上一年当中只有四天与这个值比较精确地吻合，而最长和最短的一天相差可达 50 秒左右。
2015 年的太阳日时长表，纵轴为与 24h 的差，以秒为单位。最短的一天是 9 月 18 日，最长的一天是 12 月 22 日。
因此，24 小时被称作一个“平太阳日”，而具体每一天则被称为“真太阳日”或“视太阳日”。问题在于，如果太阳日时长只取决于公转角速度，那么一年中最长的一天自然就应该在公转轨道的近日点（1 月 3 日附近），最短的一天在远日点（7 月 4 日附近），但如上图所示，实际情况不是这样。
近日点、远日点与两分两至的关系
这就要提到“黄赤交角”，即地球公转轨道（黄道）面与赤道面的夹角如何影响太阳相对于地球观察者的视运动。上文已经提到，若以地球为参考系，太阳是在一个稳定的恒星背景下自西向东一年一圈缓慢移动，不妨视为绕地球“公转”。为叙述清晰，此处先排除前面讨论过的公转角速度值变化，假设轨道为正圆，角速度不变。
以地球为参考系，按黄赤交角调整后，图中绿色大圆即为太阳“绕地公转”的轨道面简化示意图，其与红色大圆即赤道面的交点，即为两分点
不难看出，太阳在两分点处相对地球的角速度，存在一个垂直于赤道面的分量，所以与赤道方向平行的角速度分量就小于两至点处，在地球上的观察者看来，越接近两分点附近，相邻两个正午间太阳的位移就越小，太阳日时长递减。反之，在从分点到至点的“公转”过程中，太阳日时长递增。
所以，如果单独考虑黄赤交角的影响，最长的一天应该在两至点，最短在两分点。
综合以上考虑的自转和公转因素，最长的一天也就变成了更接近近日点的冬至，最短的一天则是更接近远日点的秋分。
回到开头提到的恒星日，严格来说它的长度也在变化。通常所说的“平恒星日”是以春分点时的自转周期为标准，而春分点本身也在空间中极为缓慢地运动着。
首先是岁差的因素，即约以 25800 年为周期，地轴本身的指向也会发生漂移，也就是说，上文所述的“稳定恒星背景”也在以这个周期相对地球旋转。所以，目前真正的地球自转周期大约要比这个标准长 0.0084 秒。
其次，由于潮汐、大地震、板壳运动乃至冰川融化，再加上其他天体引力场的影响，导致地球本身的自转速度也不稳定。也正是因为这些影响的不确定性，导致闰秒不能像闰年一样计算，只能根据国际权威机构的实测决定。
2010 年至今，每年“平恒星日”的时长变化情况。一年下来，自转周期的误差就很难忽略了。
顺便说一句，今天——2017 年 3 月 23 日，地球自转一圈将会比前一天慢 1.3907 毫秒。
※ 上周真问真答“中国古代近亲为什么可以结婚”一文内容有重要事实错误，已做删除处理，特此声明，深感歉意。
