Grande Encyclopédie Larousse 1971-1976Éd. 1971-1976
T

temps (suite)

Différentes sortes de temps


Temps sidéral

Du fait de leur grand éloignement, les étoiles paraissent sous la forme de points brillants disposés à la surface d’une sphère creuse au centre de laquelle se trouve l’observateur, et qui s’appelle la sphère des fixes. Bien qu’en mouvement les unes par rapport aux autres, les étoiles sont si éloignées que pendant un temps très long elles semblent fixes et forment ces dessins bien connus que sont les constellations. Pendant le jour, la lumière du Soleil diffusée par l’atmosphère empêche de voir les étoiles, de telle sorte que la sphère céleste paraît uniformément bleue. Cette sphère semble tourner autour d’un axe passant par l’observateur et par un point de la voûte céleste, le pôle Nord, situé près d’une étoile de la constellation de la Petite Ourse appelée pour cette raison étoile Polaire.

En raison de la faiblesse du rayon de la Terre par rapport à la distance des étoiles, on peut considérer qu’un point donné O de la surface de la Terre coïncide avec le centre de la Terre et le centre de la sphère céleste. La direction de la verticale en O est une direction privilégiée, elle coupe la sphère céleste au point Z, la ligne des pôles OP la coupe en un point P et le plan OP, OZ s’appelle le plan méridien du point O. Le plan passant par O et perpendiculaire à OP est le plan de l’équateur. Il coupe la sphère céleste suivant un grand cercle : l’équateur céleste. Le demi-plan passant par la ligne des pôles OP et par un astre A forme avec le plan méridien de O un angle dièdre H qu’on appelle l’angle horaire de A. Si l’on suppose que la Terre est une sphère homogène, on pourra faire très simplement la théorie de son mouvement autour de son centre de gravité. Ce mouvement sera une rotation uniforme autour d’un axe fixe. Dans ces conditions, l’angle horaire d’un astre fixe (par exemple une étoile dont on néglige le mouvement propre) s’exprimera en fonction du paramètre t par la formule H = At + B, où A et B sont des constantes.

En fait, l’astre choisi n’est pas une étoile, mais un point particulier de l’équateur céleste appelé point vernal, ou équinoxe de printemps, ou encore point γ. Ce point est à l’intersection de l’équateur et du grand cercle, appelé écliptique, que le Soleil, vu de la Terre, décrit en un an sur la sphère céleste ; le Soleil passe au point γ le jour de l’équinoxe de printemps et il reste ensuite six mois dans l’hémisphère Nord ; c’est alors le printemps et l’été dans l’hémisphère Nord de la Terre. Or, le point vernal n’est pas fixe sur la sphère céleste du fait des forces exercées par le Soleil et la Lune sur le renflement équatorial de la Terre, qui est aplatie et non pas sphérique. La théorie fournit alors pour l’angle horaire du point γ, que l’on appellera T, l’expression
T = At + B + Ct2 + N(t),
expression dans laquelle A, B, C sont des constantes, et N(t) la somme d’un grand nombre de fonctions périodiques de t. Cette expression donne l’angle horaire du point vernal en un lieu donné, que l’on peut supposer être l’observatoire de Greenwich. Elle fournit une échelle de temps qu’on appelle le temps sidéral vrai de Greenwich. En retranchant de l’expression de T tous ses termes périodiques, on a
T′ = T – N(t) = At + B + Ct2.
On obtient alors une nouvelle échelle de temps, appelée temps sidéral moyen de Greenwich. La quantité T′ n’est pas une fonction linéaire de t à cause du terme Ct2, appelé terme de précession.

On est certain que ces deux échelles (temps sidéral vrai, temps sidéral moyen) ne sont pas uniformes. Il faudrait pour cela que la rotation de la Terre autour de son axe soit uniforme. Or, le frottement que les marées provoquent au fond des océans entraîne un ralentissement de la durée de rotation de la Terre de l’ordre de 0,005 seconde par siècle. D’autre part, il existe des variations saisonnières de la rotation de la Terre, liées au régime des vents à 30 km d’altitude, et des variations brusques et imprévisibles telles que celle, par exemple, qu’a subie la Terre au début de janvier 1974 : la durée du jour a, en quelques jours, diminué de 0,001 s.


Temps solaire vrai et temps solaire moyen

En un lieu donné, l’angle horaire du Soleil est une fonction de t qu’on peut déterminer en faisant la théorie du mouvement de la Terre autour du Soleil et de la rotation de la Terre autour de son axe. Cet angle horaire est donné par l’expression
H = H0 + H1t – E(t),
dans laquelle H0 et H1 sont des constantes et E(t) une fonction de t appelée équation du temps. Cette équation du temps est elle-même composée dé trois sortes de termes :
— la partie non linéaire du temps sidéral vrai, désignée par la quantité Ct2 + N(t) ;
— des termes périodiques venant du fait que la trajectoire de la Terre autour du Soleil est une ellipse et non un cercle parcouru d’un mouvement uniforme, ces termes périodiques formant ce qu’on appelle l’équation du centre ;
— des termes périodiques venant du fait que le plan de l’écliptique n’est pas confondu avec le plan de l’équateur, mais forme avec lui un angle d’environ 23° 27′, ces termes constituant ce qu’on appelle la réduction à l’équateur.

L’expression donnant H en fonction de t fournit une échelle de temps qu’on appelle le temps solaire vrai local au lieu donné. En posant
H′ = H + E(t) = H0 + H1t,
on définit une nouvelle échelle de temps, appelée temps solaire moyen local au lieu donné. C’est cette dernière échelle qui sert dans la vie quotidienne ; le fait que H′ soit une fonction linéaire de t rend plus commode la construction d’horloges mécaniques faites de main d’homme, qui fourniront les échelles auxiliaires permettant d’approcher l’échelle de temps moyen.


Temps civil et temps universel

L’échelle de temps moyen en un lieu donné est généralement divisée en jours, l’un d’eux commençant quand H′ est nul, les suivants quand H′ est égal à un nombre entier de jours. Autrement dit, dans une échelle de temps moyen local, les jours commencent quand un mobile fictif, le « Soleil moyen », passe au méridien, le Soleil vrai étant en avance ou en retard sur le Soleil moyen suivant le signe, au jour considéré, de l’équation du temps ; en valeur absolue, ce décalage peut atteindre plus de 16 mn. L’inconvénient de faire commencer le jour quand le Soleil moyen passe au méridien (ou, comme on dit, à midi moyen) est qu’il faut changer de date au milieu de la journée. On préfère le faire au milieu de la nuit et commencer le jour à minuit moyen. L’échelle de temps moyen ainsi aménagée prend le nom de temps civil, et le temps civil de Greenwich, appelé temps universel (TU), est l’échelle de temps fondamentale adoptée par presque tous les pays du monde pour de nombreux usages, en particulier pour la vie quotidienne. Pour des raisons pratiques, on obtiendra l’heure en un lieu donné en ajoutant ou en retranchant un nombre entier d’heures sur le temps universel suivant que ce lieu est à l’est ou à l’ouest de Greenwich ; les sauts d’une heure s’effectuent quand on passe d’un fuseau horaire dans un autre. Les fuseaux, au nombre de vingt-quatre, suivent plus ou moins les méridiens décalés de 15° en longitude, mais en s’adaptant aux frontières des États.