La mesure du temps

La mesure du temps
Une des raisons primordiales du développement de l'astronomie dans l'antiquité fut
la nécessité de bien mesurer l'écoulement du temps. Les phénomènes réguliers tels
l'alternance du jour et de la nuit, les phases de la Lune et le cycle des saisons sont
des exemples d'horloges naturelles. On retrouve d'anciens instruments ou des
vestiges archéologiques qui nous montrent que cet aspect de l'astronomie
constituait une des principales préoccupations des chercheurs de l'époque. Encore
aujourd'hui, nos activités sont influencées par cette vision du passage du temps:
une journée correspond à la rotation de la Terre sur elle-même, un mois est
approximativement égal à un cycle lunaire, les jours d'une semaine sont associés
aux 7 objets importants visibles à l'oeil nu dans l'antiquité (le Soleil, la Lune et les
cinq planètes connues), même nos montres analogiques sont semblables à des
cadrans solaires!
Nous savons aujourd'hui que la rotation de la Terre sur elle-même n'est pas
strictement uniforme et nous préférons mesurer le temps à l'aide d'horloges
atomiques. Néanmoins, les notions de journée et d'années restent encore
fondamentales.
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Introduction 7
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Objectifs du chapitre 7
Comprendre la relation qui existe entre l'astronomie et la mesure du temps
Comprendre les problèmes associés à la définition d'un calendrier, et les solutions apportées au cours
des siècles
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 7
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Le jour solaire et le jour sidéral
La rotation de la Terre procure un étalon de mesure naturel qui est généralement
suffisant pour évaluer l'écoulement du temps. Ainsi on définira le jour comme
l'intervalle de temps entre deux passages successifs d'un point (ou d'un objet) de la
sphère céleste au méridien du lieu. Le méridien local est une ligne imaginaire
séparant le ciel en deux parties égales en passant par le zénith et les deux points
cardinaux nord et sud. Nous pouvons diviser cet intervalle en 24 heures et on
obtient ainsi la correspondance suivante:
24 heures = 360o (une rotation complète)
1 heure = 15o
4 minutes = 1o
Il y a évidemment différents types de temps dépendant de l'objet choisi. Si on
utilise le Soleil nous parlons alors de jour solaire. Donc, un jour solaire est
l'intervalle de temps entre deux passages consécutifs du Soleil au méridien. Le
début d'un jour solaire (le point zéro) est 0h (minuit) et se produit lorsque le Soleil
est directement à l'opposé du méridien du lieu.
Les astronomes préfèrent utiliser le point vernal comme référence. On parle alors du
jour sidéral qui est l'intervalle de temps entre deux passages consécutifs du point
vernal au méridien. Ceci est presqu'équivalent à prendre une étoile comme point de
référence. La petite différence est causée par la précession de l'axe de rotation de la
Terre; si on utilise une étoile, la journée que l'on obtient est 0.009 seconde plus
longue que le jour sidéral vrai. On négligera cette différence dans ce qui suit. Le
point zéro du jour sidéral est atteint lorsque le point vernal culmine au méridien; on
dit que le temps sidéral égale 0h. Il est intéressant de noter que puisque l'ascension
droite d'un objet se mesure à partir du point vernal alors: le temps sidéral du
moment à un endroit donné correspond à l'ascension droite d'une étoile passant au
méridien du lieu à ce moment.
Nos montres et nos horloges mesurent le temps solaire (24h solaires). Les
astronomes, quant à eux, utilisent des horloges sidérales (24h sidérales). Ces deux
types d'horloges ne fonctionnent pas exactement au même rythme et on constate
qu'un jour solaire est plus grand qu'un jour sidéral. Ceci est causé par le
mouvement annuel de la Terre autour du Soleil (la révolution). La Figure 7.1
illustre bien la cause de cette différence.
Cha
p
itre 7
Pa
g
e 1 sur 5

Figure 7.1: Le jour solaire et le jour sidéral
Parce que la Terre tourne autour du Soleil, nous avons l'impression que le Soleil se
déplace par rapport aux étoiles. En une année, le Soleil aura parcouru 360o dans le
ciel, soit approximativement 1o par jour. Ainsi, le jour sidéral est plus court que le
jour solaire d'environ 4 minutes. Les étoiles se lèvent 4 minutes plus tôt chaque nuit
(à l'heure solaire). A la même heure solaire, les étoiles seront progressivement plus
à l'ouest. Nous assistons donc à la marche des constellations au cours des saisons.
Le temps universel et les fuseaux
horaires
Comme pour les coordonnées à la surface de la Terre, il est pratique d'avoir un
point de référence commun pour la mesure du temps. Nous définissons donc le
temps universel (T.U.) comme la valeur du temps solaire moyen au méridien de
Greenwich (longitude 0o ). Or, puisque la Terre tourne sur elle-même en moyenne
avec une période de 24 heures solaires, il existe donc une relation entre le temps
solaire moyen local (T.S.M.L.) et le temps universel en termes de la longitude (l). La
Figure 7.2 présente la rotation de la Terre telle que vue du pôle nord.
Cha
p
itre 7
Pa
g
e 2 sur 5

Figure 7.2: Le temps solaire moyen local et la rotation de la Terre
On obtient la relation suivante:
où on utilise le signe positif pour les longitudes allant de 0o à 180o à l'est du
méridien de Greenwich, et le signe négatif pour les longitudes allant de 0o à 180o à à
l'ouest. Par exemple, s'il est midi (12h) à Greenwich alors il sera 7h (T.S.M.L.) à
Montréal ( l ~ 75o O) et 13h (T.S.M.L.) à Munich (l ~ 15oE).
La dernière relation peut servir à déterminer la longitude en pleine mer à condition
d'avoir une horloge qui indique le temps universel et de pouvoir estimer le temps
solaire moyen local en observant le Soleil.
Pour ceux qui ne sont pas des navigateurs, cette relation n'est pas tellement
pratique puisqu'à chaque longitude correspond une valeur du temps solaire moyen
local à un moment donné. Ainsi, en principe, le temps solaire moyen local de l'est de
Montréal, à un instant donné, est différent (et plus grand) que le temps solaire
moyen local de l'ouest de l'île parce que les longitudes de ces deux points sont
différentes. Pour éviter ces surprises désagréables, on a inventé le concept de
fuseaux horaires, un ensemble de 24 zones (de 15o chacune) uniformes, où le
temps solaire moyen local y est partout le même que celui du centre de chaque
zone. La Figure 7.3 fournit une illustration des fuseaux autour du méridien de
Greenwich.
Cha
p
itre 7
Pa
g
e 3 sur 5