Jour sidéral, jour stellaire et jour solaire

Le jour sidéral est défini comme la durée d'une rotation de la Terre par rapport à une direction fixe dans l'espace, celle du point vernal. Un jour sidéral vaut 23 h 56 min 4,091 s. De la même manière, le jour stellaire est fixé par rapport à une étoile repère (positions 1 à 2 du graphique ci-contre). En raison du mouvement de précession, il diffère du jour sidéral de 0,008 3 s (le point vernal rétrograde de 50,26" par an). Le jour solaire est la période séparant deux passages successifs du Soleil au méridien d'un lieu (positions 1 à 3 du graphique).

La Terre s'étant déplacée d'environ 1° sur son orbite (360°/365,25), il lui faut encore tourner de cette même valeur pour se retrouver dans une configuration identique (passage de la position 2 à la position 3 sur le graphique), soit 3 min 55,909 s de temps. Cette période de 24 heures définit le jour solaire moyen, celui qui est affiché par nos montres. En raison de la vitesse non-linéaire de la Terre sur son orbite (2^e loi de Kepler) et de son inclinaison, le Soleil ne passe pas au méridien d'un lieu avec régularité. Cette différence entre le jour solaire vrai et le jour solaire moyen est appelée équation du temps.

N. B. : le graphique montre la différence entre jour stellaire et jour solaire. Pour une meilleure compréhension, les dimensions et distances ne sont pas à l'échelle et les angles fortement exagérés.

Année sidérale et année tropique

L'année sidérale est le temps mis par la Terre pour effectuer son orbite autour du Soleil ; elle vaut 365,2564 jours solaires moyens.

L'aspect du ciel nocturne

Le mouvement diurne des étoiles résulte de la rotation de la Terre. L'apparence du ciel nocturne varie également tout au long de l'année en raison du déplacement de la Terre sur son orbite. Un observateur attentif peut remarquer que le ciel étoilé présente à heure fixe un aspect différent suivant la période de l'année : une constellation visible les nuits d'hiver reste inobservable en été. En revanche, à une latitude moyenne, une constellation proche d'un pôle (constellation circumpolaire) ne descend jamais sous l'horizon et, bien que présentant une orientation différente, elle reste visible toute l'année.

Le mécanisme des saisons

La Terre passe à son périhélie (147 103 311 km) le 4 janvier et à l'aphélie le 5 juillet (152 105 142 km). La différence entre ces deux distances valant environ 3 %, elle n'est pas à l'origine du cycle des saisons. C'est l'inclinaison constante de l'axe de rotation de la Terre à la normale de son plan orbital (écliptique) qui, en raison de différences d'échauffement en un même lieu, conduit aux variations de températures saisonnières. Suivant l'angle du rayonnement solaire, l'énergie lumineuse est répartie sur une surface plus ou moins grande. La révolution terrestre étant elliptique, elle obéit à la loi des aires (2^e loi de Kepler). La vitesse de la Terre étant non-linéaire tout au long de son orbite, la durée des saisons est inégale.

La précession des équinoxes et variations de l'orbite terrestre

L'axe de rotation de la Terre est actuellement incliné de 23° 27', mais il oscille entre 22° et 25° sur une période d'environ 41 000 ans. Il décrit un cône — d'un angle au sommet d'environ 47° — centré sur la perpendiculaire au plan de l'écliptique en une période avoisinant les 26 000 ans. Le périhélie de l'orbite terrestre n'est également pas fixe par rapport aux étoiles, il se déplace lentement pour effectuer un tour complet sur une période d'environ 110 000 ans. De même, l'excentricité de l'orbite de la Terre passe d'une forme circulaire (excentricité 0) à une ellipse d'excentricité 0,06 sur une période d'environ 100 000 ans ; elle vaut actuellement 0,016 7. La modification de l'excentricité de l'orbite terrestre n'a que peu d'incidence sur la variation du rayonnement solaire reçu : environ 0,2 %.