Les mouvements de la Terre autour de son axe ou autour du Soleil semblent immuables, réguliers, uniformes et paraissent parfaits pour concrétiser une échelle de temps qui doit être, elle-aussi, immuable, régulière et uniforme. Ainsi, la rotation de la Terre autour de son axe définit le jour et la révolution de la Terre autour du Soleil définit l'année.

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

Pour définir parfaitement le mouvement de la Terre, il faut connaître :

• le mouvement de l'axe de la Terre par rapport à l'"extérieur" (c'est-à-dire par rapport à un référentiel inertiel) ; c'est ce mouvement qui définit le mouvement de l'équateur céleste et la modification des coordonnées (précession et nutation) ;
• le mouvement de l'axe de rotation de la Terre par rapport à la Terre elle-même : il est très petit puisque le pôle reste dans un cercle d'une vingtaine de mètres mais ce mouvement est imprévisible ;
• le mouvement de la Terre autour de son axe de rotation : c'est évidemment le plus important qui va définir la notion de jour. Il s'exprime par la variation d'un angle, le temps sidéral, et on verra qu'il n'est pas uniforme : la Terre ralentit, mais avant de s'en apercevoir, il va falloir résoudre d'autres problèmes.

Si on considère une direction fixe dans l'espace, il faudra 23h 56m 4s à un observateur pour se retrouver dans la même direction après un tour complet de la Terre autour de son axe. Mais ce n'est pas cette durée qui est la plus facile à percevoir. On aura beaucoup plus l'impression que la Terre a accompli un tour si c'est le Soleil qui revient à la même position. C'est ce retour du Soleil dans la même direction qui définit le jour qui lui, dure en moyenne, 24 heures. En effet, la Terre s'est déplacée et le Soleil ne correspond pas à une direction fixe.

Le jour n'est pas, a priori, une simple unité de temps pour compter des durées, mais c'est plutôt un intervalle de temps centré sur une période de "jour" et encadré par des périodes de "nuit". Nous allons donc définir le jour comme la durée qui sépare deux passages consécutifs du Soleil à son point culminant, c'est-à-dire au "méridien" du lieu. Mais une telle durée est variable : pourquoi ?

Définition du jour à partir de la rotation de la Terre autour de son axe

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou + image NASA

Tout d'abord, et nous le verrons plus loin (lois de Kepler), l'orbite apparente du Soleil autour de la Terre (en fait, l'orbite réelle de la Terre autour du Soleil) n'est pas un cercle mais une ellipse : ainsi la vitesse apparente du Soleil sur la sphère céleste va varier selon sa position sur sa trajectoire. Le Soleil passera donc au méridien soit en avance quand il va plus vite, soit en retard quand il ralentit, par rapport à une position moyenne. Pour que nos jours aient la même durée et donc que nos heures soient régulières (et que midi n'arrive pas un peu en avance ou un peu en retard), on construit une position moyenne théorique du Soleil sur l'année (le Soleil moyen, par opposition au Soleil vrai) qui définira le Temps moyen, échelle de temps qui a été en usage jusque dans les années 1970. La définition officielle de cette échelle de temps était : "l'heure légale en France est le temps moyen de Paris retardé de 9m 21s et augmenté de douze heures (c'est la définition du Temps Universel internationalement reconnu) et aussi augmenté de deux heures en été et d'une heure en hiver (c'est l'heure d'été ou l'heure d'hiver)". Le retard de 9m 21s sert à nous mettre à l'heure du méridien international (Greenwich). L'avance de douze heures sert à faire commencer le jour à minuit (c'est plus pratique car le temps moyen fait débuter le jour à midi au moment du passage du Soleil au méridien). Enfin le décalage d'une heure ou de deux heures nous donne l'heure d'été ou l'heure d'hiver. Les fuseaux horaires sont là pour permettre un décalage similaire pour les pays situés loin du méridien international.

C'est cette différence entre le Soleil moyen et le Soleil vrai qui nous fait dire en janvier : "tiens, les jours rallongent plus le soir que le matin". En fait, c'est le midi vrai qui se déplace et arrive de plus en plus tard par rapport au midi moyen. Cet écart entre le midi moyen et le midi vrai est évidemment fondamental lorsque l'on construit un cadran solaire qui lui, va donner le temps vrai du lieu. Cette différence est appelée "équation du temps". Elle atteint 16 minutes au maximum fin octobre.

L'équation du temps est en fait la résultante de deux effets :

• l'équation du centre due à l'excentricité de l'orbite terrestre (la trajectoire de la Terre est une ellipse que l'on veut ramener à un cercle sur la sphère céleste) ;
• la réduction à l'équateur due à l'obliquité de l'écliptique (la Terre ne tourne pas dans son plan équatorial autour du Soleil) puisque l'on mesure le passage du Soleil au méridien du lieu par rapport au plan équatorial terrestre dans lequel il faut donc le ramener.

Plus simplement, disons que la Terre tourne autour de son axe dans le plan de l'équateur et autour du Soleil dans le plan de l'écliptique. C'est l'avance (ou le retard) du Soleil, par rapport à un mouvement uniforme dans l'écliptique, qui doit se projeter sur l'équateur.

Equation du temps (en minutes) pour 1999

Crédit : IMCCE/BDL

Concrétisation de l'équation du temps dans le ciel. L'image ci-dessus montre l'effet de l'équation du temps. On a superposé des images du Soleil prises de 10 jours en 10 jours le matin à la même heure.

Crédit : Observatoire de Naucny/V. Rumyantser

Du fait de l'augmentation de la précision dans la mesure du temps, les échelles utilisées ont rapidement évolué.

La rotation diurne de la Terre autour de son axe a longtemps semblé suffisamment uniforme pour servir de base à l'échelle de temps utilisée par les astronomes et appelée Temps universel. Dans cette échelle de temps, la seconde est définie comme étant égale à 1/86400 jour solaire moyen. Mais on s'est aperçu que la Terre ralentissait en constatant, par exemple, que la Lune s'éloignait de la Terre d'une manière qui n'était pas en accord avec les calculs théoriques. L'erreur ne provenait pas de ces calculs, mais du fait que le Temps universel n'était pas une échelle de temps uniforme.

Cela a conduit les astronomes à construire une autre échelle de temps fondée sur le mouvement orbital (révolution) de la Terre autour du Soleil. Cette nouvelle échelle de temps légalement en usage entre 1960 et 1967 s'appelle le temps des éphémérides. Elle est fondée sur l'observation de la longitude du Soleil dans le ciel au cours de l'année. L'équation qui définit numériquement la longitude du Soleil a été donnée par Newcomb et a été adoptée officiellement en 1952 par l'Union astronomique internationale. C'est un polynôme du second degré du temps. Si donc on observe la longitude du Soleil on en déduit aisément l'instant correspondant dans l'échelle de temps des éphémérides. En 1960 la onzième conférence générale des poids et mesures décida que la seconde est la fraction 1/31556925.9747 de l'année tropique pour le 0 janvier 1900 à 12 heures du temps des éphémérides.

La durée de l'année n'est cependant pas vraiment stable non plus et on a été amené à nouveau à changer d'échelle de temps. On utilise actuellement depuis 1967 une échelle de temps construite différemment, une échelle physique et non plus astronomique : on fabrique, à l'aide d'horloges atomiques (mesurant les fréquences des atomes), une "seconde" particulièrement stable. On va alors ajouter ces secondes les unes derrière les autres pour fabriquer une échelle de temps uniforme : le Temps atomique international, indépendant des mouvements célestes. Le Temps atomique international est une moyenne des horloges atomiques réparties dans le monde. Les effets relativistes montrent que cette seconde dépend du repère où l'on se place mais on arrive là à un niveau de précision très élevé et les solutions pour utiliser ces échelles de temps sont complexes.

L'utilisation du Temps atomique international, très stable, va entraîner un décalage avec la rotation de la Terre et il faudra recaler cette échelle de temps régulièrement pour que midi reste à midi... C'est pour cela que l'on annonce régulièrement qu'une seconde va être ajoutée de temps en temps le 31 décembre ou le 31 juillet, selon les variations de la rotation de la Terre, pour que l'échelle de temps atomique utilisée ne s'écarte pas de plus d'une seconde du temps astronomique qu'est le Temps universel. Cette échelle de temps atomique modifiée par l'ajout régulier d'une seconde s'appelle le Temps universel coordonné. L'échelle de temps stable et uniforme employée pour les calculs astronomiques est maintenant le Temps terrestre, échelle de temps dont la réalisation pratique est liée au Temps atomique international, et qui prolonge le Temps des éphémérides.

Le ralentissement de la rotation terrestre nous a montré le caractère irrégulier de cette rotation. De plus, l'axe de rotation ne reste pas fixe au cours du temps : les perturbations gravitationnelles de la Lune, du Soleil et des planètes entraînent différents mouvements de cet axe. D'abord un mouvement oscillant "périodique" rapide de petite amplitude autour d'une position moyenne, c'est la nutation. Ensuite, un mouvement lent, "séculaire" : tout en restant incliné à peu près de 23° 26' sur l'écliptique (le plan orbital de la Terre), l'axe va effectuer une rotation complète en 26 000 ans. C'est la précession : dans 13 000 ans, l'étoile polaire aura changée. C'est l'étoile Véga vers laquelle pointera l'axe de rotation de la Terre et 13 000 ans plus tard il sera à nouveau dirigé vers notre étoile polaire. La précession entraîne le déplacement rétrograde du point γ (équinoxe) le long de l'équateur céleste : il fera un tour en 26 000 ans. Les constellations vont donc sembler changer de place le long du zodiaque. Pour conserver les saisons à leur place chaque année nous devons donc considérer un équinoxe mobile.

Le principe de la précession dûe au changement de direction de l'axe de rotation de la Terre

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

L'axe de rotation de la Terre subit de petites variations périodiques de sa direction : c'est la nutation.

Ce mouvement de précession implique ainsi que l'équinoxe ou point vernal, va effectuer une rotation sur notre sphère céleste en 26 000 ans, c'est-à-dire que l'origine des ascensions droites que nous avons choisie sur notre sphère céleste est mobile ! Il ne sera guère pratique ainsi de mesurer les mouvements des étoiles sur notre sphère céleste... Le problème est résolu par le choix d'un équinoxe à une date donnée. Ainsi, aujourd'hui, le point vernal origine est celui du début de l'année 2000 : tous les catalogues d'étoiles utilisent cette référence et l'utiliseront encore pendant des années. Il est à noter que les observations sur le ciel peuvent, dans certains cas, se faire par rapport au point vernal du jour de l'observation et qu'une correction sera faite pour se ramener à un repère commun, celui de 2000.

Les positions dans un repère de la date sont dites coordonnées "vraies de la date" et celle dans un repère 2000 sont dites "moyennes J2000". Dans le premier cas, on utilise un axe affecté de la nutation et de la précession et dans le deuxième cas, on élimine la nutation (coordonnées moyennes) en prenant l'axe "moyen" du début de l'année 2000.

 La précession va aussi compliquer la définition de l'année par rapport à "un tour" effectué par la Terre autour du Soleil.

L'année semble être facile à définir : c'est la durée nécessaire à la Terre pour faire un tour complet autour du Soleil. En fait ce n'est pas si simple. L'année intervient dans notre calendrier et le fait que la Terre ait accompli un tour complet (360°) n'est pas un critère fondamental.

• Si on prend une direction fixe dans l'espace, la Terre mettra 365 jours 6 h 9 m 10 s pour revenir dans cette même direction. On appelle cette durée l'année sidérale.
• Si on considère la direction du point vernal de la date (équinoxe de printemps), la Terre mettra 365 jours 5h 48m 45s pour revenir dans la direction de ce point. C'est une durée différente de l'année sidérale puisque le point vernal a bougé pendant que la Terre tournait... On appelle cette durée l'année tropique.
• Si on considère le point de l'orbite de la Terre le plus près du Soleil (le périgée, actuellement le 3 janvier) puisque l'orbite de la Terre est une ellipse, la Terre mettra 365 jours 6h 13m 53s pour y revenir. On appelle cette durée l'année anomalistique.
• Si on considère la direction du nœud de l'orbite lunaire, la Terre mettra 346 jours 14h 24m pour y revenir. On appelle cette durée l'année draconitique.

Les différentes façons de mesurer une année. L'année sidérale qui mesure la durée mise par la Terre pour faire 360° autour du Soleil, n'est pas l'année la plus couramment utilisée. C'est l'année tropique qui garantit le retour des saisons à la même date qui est la plus utilisée.

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

Les différentes façons de mesurer une année. L'année sidérale qui mesure la durée mise par la Terre pour faire 360° autour du Soleil, n'est pas l'année la plus couramment utilisée. C'est l'année tropique qui garantit le retour des saisons à la même date qui est la plus utilisée.

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

Les différentes façons de mesurer une année. L'année sidérale qui mesure la durée mise par la Terre pour faire 360° autour du Soleil, n'est pas l'année la plus couramment utilisée. C'est l'année tropique qui garantit le retour des saisons à la même date qui est la plus utilisée.

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

Les différentes façons de mesurer une année. L'année sidérale qui mesure la durée mise par la Terre pour faire 360° autour du Soleil, n'est pas l'année la plus couramment utilisée. C'est l'année tropique qui garantit le retour des saisons à la même date qui est la plus utilisée.

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

On voit que l'on a le choix pour définir une année. Ce choix sera dicté par des considérations sociales, culturelles et religieuses. Notre calendrier (grégorien) a adopté l'année tropique parce qu'elle fait revenir les saisons à la même date chaque année (calendrier solaire). Le calendrier chinois utilise l'année sidérale parce qu'il se cale sur le mouvement des astres dans le zodiaque (par rapport aux étoiles fixes). L'année draconitique ne sert que pour déterminer la périodicité des éclipses de Soleil. Les calendriers lunaires (comme le calendrier musulman) privilégient une bonne approximation des mois sur les lunaisons. Ils sont indépendants du mouvement de la Terre autour du Soleil.

L'heure nous permet de mesurer l'écoulement du temps au cours de la journée. Elle mesure une durée depuis le début du jour contrairement aux numéros des jours, des mois, des années, des siècles, des millénaires, qui indiquent un numéro d'ordre dans une chronologie.

La seule heure naturelle que nous pouvons percevoir est l'heure donnée par le Soleil liée à l'alternance jour-nuit : le Soleil nous indique le midi (c'est le moment où il est au plus haut dans le ciel) d'où nous déduisons le" minuit". Par convention, nous décomptons 24 heures au cours d'une journée de midi à midi ou de minuit à minuit. Pendant des siècles, l'heure du Soleil fut la seule accessible grâce aux cadrans solaires. On définit ainsi le temps solaire vrai en un lieu comme l'angle horaire du Soleil en ce lieu pour un instant donné. C'est une notion hybride qui traduit a la fois le mouvement de la Terre autour de son axe et son mouvement de révolution autour du Soleil et qui ne permet pas de déterminer des heures de longueur fixe.

Un cadran solaire

Crédit : Danielle Briot

Dès l'aube de l'humanité l'homme a cherché à mesurer le temps pour prévoir le retour des saisons froides ou chaudes afin, par exemple, d'assurer sa subsistance. C'est l'alternance des jours et des nuits, donc le mouvement apparent du Soleil dans le ciel, qui va, entre autre, s'imposer à lui. Ce sont donc des considérations pratiques qui ont guidé les premières recherches sur le temps. Mais le concept de temps est aussi une question scientifique et philosophique de la  plus haute importance. Cette quête fondamentale de connaissances conduit aujourd'hui les scientifiques à des recherches en physique de très haut niveau.

Historiquement on peut dire que la mesure du temps est essentiellement de nature astronomique. Elle ne deviendra l'affaire des physiciens que beaucoup plus tard, dans le courant du vingtième siècle.

Tous les phénomènes périodiques peuvent être utilisés pour définir une échelle de temps. Une idée vient donc naturellement en regardant le ciel : utiliser l'alternance des jours et des nuits, donc le mouvement du Soleil, comme phénomène de base pour construire une échelle de temps. L'utilisation du mouvement du Soleil est le principe de base de fonctionnement des cadrans solaires. Un des premiers cadrans qui nous soit parvenu est un cadran solaire égyptien qui date d'environ 1500 ans avant Jésus-Christ mais l'art des cadrans solaires, la gnomonique, ne connaîtra son apogée que vers les XVIème et XVIIème siècles.

Le temps donné par les cadrans solaires est ce que l'on appelle en astronomie le temps solaire vrai d'un lieu. Ce temps est donc un temps local qui n'est pas uniforme à cause de la non uniformité du mouvement du Soleil dans le ciel. Cela tient au fait que le Soleil vrai se déplace sur une orbite elliptique suivant les lois de Kepler, dans le plan de l'écliptique. Ce temps fût d'un usage très courant jusqu'au XVIIIème siècle. Le développement rapide des moyens de communication rendit cependant obligatoire l'adoption d'un temps solaire moyen. Ce temps solaire moyen est donné par un soleil moyen (fictif) se déplacant sur une orbite circulaire, à vitesse constante, dans le plan de l'équateur céleste. Ce temps solaire moyen est à l'origine de la première définition astronomique de la seconde jusqu'en 1960 : c'était la 86400ème partie du jour solaire moyen. La différence entre temps solaire moyen et temps solaire vrai s'appelle l'équation du temps.

Les variations du temps solaire vrai par rapport au temps solaire moyen sont de nature essentiellement géométrique. Newton est probablement le premier à avoir pensé à la non uniformité du mouvement de la Terre puisqu'il mentionne explicitement dans son livre des Principes (1686) que les astromomes doivent corriger le temps vrai fourni par l'observation du Soleil de l'équation du temps. Il ajoute également : "il se peut qu'il n'existe aucun mouvement uniforme par lequel le temps puisse être mesuré avec précision". Kant en 1754 puis Lalande en 1771 émettront des doutes quant à l'uniformité du mouvement de rotation de la Terre, et par voie de conséquence de celui du Soleil dans le ciel. On sait aujourd'hui que la rotation de la Terre n'est pas uniforme : le frottement des marées océaniques sur l'écorce terrestre, les variations saisonnières d'origine météorologique sont des causes maintenant bien connues de non uniformité de la rotation terrestre.

Une gare au XIXème siècle : l'horloge de la gare n'indique pas l'heure locale mais l'heure de Paris.

L'heure solaire présente cependant plusieurs inconvénients : tout d'abord elle est locale, c'est-à-dire qu'elle dépend du lieu où on se trouve. Ensuite, elle n'est pas uniforme du fait de l'excentricité de l'orbite terrestre. Ce dernier inconvénient a été résolu en utilisant un temps moyen résultant d'une moyenne sur une année dont on connait l'écart au temps solaire vrai par l'équation du temps. Il reste encore le problème d'une heure qui dépend du lieu où on se trouve.  Ce problème a été résolu au XIXème siècle sous l'impulsion des compagnies de chemins de fer. On a trouvé préférable d'utiliser la même heure partout, l'heure de Paris définie par le temps civil de Paris, défini lui, comme étant le temps moyen de Paris augmenté de 12 heures. Cette stipulation vient du fait que le temps moyen  fait commencer le jour à midi (c'est le seul instant observable), ce qui n'est pas pratique dans la vie de tous les jours...

Selon la loi du 9 mars 1911 en vigueur jusqu'en 1978, l'heure légale en France était l'heure du temps moyen de Paris retardée de 9 minutes 21 secondes. Cette définition voulait signifier en fait que l'heure en France était le temps universel. La loi de 1911 a été remplacée par le décret du 9 août 1978 qui stipule que "le temps légal est obtenu en ajoutant ou en retranchant un nombre entier d'heures au temps universel coordonné".  Un décret fixe ce nombre pour chaque partie du territoire de la République Française en fonction des fuseaux horaires. Il peut l'accroitre ou le diminuer pendant une partie de l'année. Ce nouveau décret prévoit donc l'usage d'une heure d'été, apparue pour la première fois en 1916. C'est cette heure qui est diffusée par l'horloge parlante que l'on peut appeler par téléphone au 36 99.

Le principe d'un temps unique pour un pays, réglé sur le temps moyen de l'une des villes, pose à nouveau le problème de coordonner une heure dans le monde entier. Mais s'il est possible d'imposer l'heure de Paris dans toute la France (l'écart au temps solaire vrai ne dépasse pas 30 minutes environ), il sera plus difficile de l'imposer au reste du monde du fait du décalage au temps solaire vrai qui ira grandissant en s'éloignant du lieu de référence. Cela a amené les états à se mettre d'accord pour définir un temps universel, référence pour tous, et des temps locaux qui ne différeraient que d'un nombre entier d'heures, par la création de "fuseaux horaires".

Le temps universel est donc une échelle de temps universelle, comme son nom l'indique.  Par convention internationale, le temps universel est le temps moyen de Greenwich, augmenté de 12 heures (pour faire commencer le jour à minuit et non pas à midi).

Chaque pays va définir son heure par l'écart au temps universel. Cet écart étant déterminé de façon à ce que l'heure adoptée respecte le cycle journalier lié au lever du Soleil, au midi, et au coucher du Soleil. Cependant, pour faciliter les changements d'heure pour les voyageurs, les accords internationaux prévoient d'adopter un écart au temps universel égal à un nombre entier d'heures. Pour cela, on définit 24 zones autour du globe appelées "fuseaux horaires". Chaque pays se rattache ainsi au fuseau le mieux adapté et définit son heure légale ou standard comme TU (temps universel) + ou - N heures (où N est un nombre entier). Cela ne l'empêche pas d'ajouter ou de retrancher une heure pour définir une heure d'été ou autre. Les pays très étendus en longitude adoptent plusieurs heures légales (par exemple aux USA, il y a 7 heures légales :  Atlantique, Est, Central, Montagne, Ouest, Alaska et Hawaï, avec deux variantes : l'heure standard applicable en hiver et l'heure "de la lumière du jour" qui correspond à notre heure d'été puisqu'on l'applique en été en ajoutant une heure à l'heure standard).

On trouvera ci-dessous la répartition des heures légales selon les fuseaux horaires sur tous les continents. Remarquons que certains territoires comme le Groenland ou l'Antarctique n'ont pas d'heure légale propre : le Temps Universel y est donc utilisé. Remarquons aussi que tous les pays n'ont pas adopté un décalage d'un nombre entier d'heures avec le Temps Universel comme l'Inde qui a adopté 5h 30m. Les pays adoptant une heure d'été ajoutent une heure au décalage ci-dessous pour leur période d'été.

Les fuseaux horaires et les décalages par pays au 1 juin 2000

Crédit : H.M.N.A.O. + IMCCE/BDL

L'existence de fuseaux horaires va entraîner l'existence d'une "ligne de changement de date". Examinons en effet l'écart des heures locales au temps universel. En allant vers l'Est, le Soleil va se lever plus tôt et donc, pour obtenir les heures locales on va ajouter une heure, puis deux, puis trois au temps universel en se déplacant vers l'Est. En allant vers l'Ouest ce sera le contraire : on retirera des heures au temps universel pour que midi reste à 12 heures... En effet, s'il est midi en France, les pays situés à l'Est de la France sur une même latitude verront le Soleil vers la France, c'est-à-dire vers l'Ouest, c'est donc que ce sera l'après-midi et qu'il sera plus tard qu'en France et qu'on ajoutera une ou plusieurs heures à l'heure française pour obtenir l'heure locale.

Donc en allant vers l'Est on ajoute des heures : on arrive à la ligne de changement de date quand on a ajouté douze heures. S'il est midi en temps universel, il sera minuit le soir du même jour sur le dernier fuseau vers l'Est que l'on notera FE. En allant vers l'Ouest, on retranchera des heures et il sera 0 heure du même jour en arrivant sur le dernier fuseau vers l'ouest que l'on notera FO. Les deux fuseaux concernés sont en fait côte à côte et une heure plus tard, il sera 1 heure du même jour sur le fuseau FO et  une heure du lendemain sur le fuseau FE qui vient de passer minuit. Le passage de la ligne de changement de date fait donc effectivement passer d'un jour à l'autre à une même heure ou plutôt à un même moment de la journée. Notons cependant que tout le monde est à la même heure et à la même date en temps universel, ce qui permet de s'y retrouver.

C'est en 1955 que le premier étalon de fréquence fut construit par L. Essen et J. Parry qui travaillaient au National Physical Laboratory de Londres. Ces premiers travaux ouvrirent la voie à une nouvelle définition de la seconde qui vit le jour en 1967 lors de la treizième conférence générale des poids et mesures. La seconde est la durée de 9192631770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins F=3 et F=4 de l'état fondamental 6S_1/2 de l'atome de césium 133. Malgré une complexité apparente au moins aussi grande que celle de la définition de la seconde de temps des éphémérides, cette définition offre l'avantage d'une bien meilleure accessibilité.

La mécanique quantique nous apprend que les atomes peuvent se trouver dans différents états ou niveaux d'énergie qui sont quantifiés. Autrement dit les valeurs de l'énergie des atomes prennent des valeurs discrètes et non continues. Le niveau d'énergie la plus basse sera appelé le niveau fondamental. Le niveau fondamental se décompose lui même en deux niveaux hyperfins notés respectivement F=3 et F=4. On sait également, depuis Max Planck, que pour faire passer un atome d'un niveau d'énergie à un autre, il faut lui apporter une énergie, sous forme de rayonnement électromagnétique, correpondant à la différence d'énergie des deux niveaux considérés. Des mesures réalisées entre 1955 et 1958 ont montré que l'atome de césium 133 pouvait passer du niveau hyperfin noté F=3 au niveau hyperfin noté F=4 lorsqu'il était soumis à un rayonnement micro-onde de fréquence 9192631770 Hz. C'est cette valeur qui est à la base de la définition de la seconde atomique. Un appareil électronique, un compteur de cycle, va donc compter 9192631770 cycles pendant une durée d'une seconde. L'appareil qui réalise ainsi la définition de la seconde atomique s'appelle un étalon primaire de fréquence. Il en existe actuellement différent types : les étalons primaires de fréquence à déflexion magnétique, à pompage optique et les fontaines atomiques. L'appareil qui compte les secondes et qui les accumule au cours du temps est une horloge atomique.

Les horloges atomiques à césium sont des étalons primaires de fréquence très particuliers. Ils génèrent la seconde du système international comme dans le cas d'un étalon classique mais les accumulent également de façon à produire des minutes et des heures. La finalité de ces instruments est différente de celle des étalons. Alors que ces derniers doivent avoir une très bonne exactitude, une différence la plus faible possible entre la définition de la seconde du SI et la seconde réalisée par l'instrument, les horloges doivent avoir une excellente stabilité à long terme c'est à dire que les variations de la seconde produite doivent être les plus faibles possibles autour d'une valeur moyenne (qui n'est pas forcément très proche de la seconde du SI). Les principales horloges atomiques commerciales à césium sont du premier type étudié : ce sont des instruments à déflexion magnétique. D'autres horloges atomiques existent qui n'utilisent pas l'atome de césium. Il existe des horloges à rubidium, des horloges à quartz, des masers à hydrogène... C'est ce dernier type d'horloge, avec les horloges à césium, qui est le plus utilisé dans le calcul du temps atomique international. La 14ème Conférence générale des poids et mesures (CGPM) a décidé que le Temps atomique international est la coordonnée de repérage temporel  établie sur la base des indications d'horloges atomiques fonctionnant dans divers établissements conformément à la définition de la seconde, unité de temps du Système international d'unités. C'est actuellement le Bureau international des poids et mesures qui est en charge du calcul du TAI. Cet organisme collecte les données d'environ 500 horloges (en 2016) réparties dans plus de 70 laboratoires. Le calcul du TAI est effectué à l'aide d'un algorithme, ALGOS, qui effectue une moyenne pondérée des lectures des horloges, la finalité étant d'obtenir une très bonne stabilité à long terme. L'exactitude de l'échelle de temps est assurée par des comparaisons régulières entre son intervalle unitaire et l'intervalle unitaire obtenu par les différents étalons primaires de fréquence répartis dans le monde. Ce mode de calcul permet d'obtenir une autre des propriétés attendues des échelles de temps : la pérennité. Une horloge qui cesse de fonctionner peut très facilement être remplacée par une autre sans que le comportement global du TAI en soit affecté. Actuellement l'instabilité du TAI est estimée à environ 4.10^-15  à 10 jours, 4,3.10^-15 à 40 jours, 4,5.10^-15 à 160 jours et 10^-14 au delà de 3 ans. Ces estimations sont effectuées à l'aide d'un estimateur statistique dénommé variance de Allan.

Il existe de nombreux organismes dans le monde qui possèdent des horloges atomiques ou des étalons primaires de fréquence. Bien sûr chacun de ces organismes souhaite comparer ses propres instruments à ceux des autres, à des fins d'évaluation et d'amélioration de leurs qualités métrologiques, ou simplement pour participer au calcul du temps atomique international, TAI . La méthode la plus classique pour comparer des horloges distantes consiste à employer les satellites du Global Positioning System, GPS.

Le GPS est un système militaire de radio-navigation constitué d'un ensemble de satellites en orbite à 20000 km autour de la Terre. Chaque station équipée d'une des horloges à comparer reçoit les signaux d'un satellite du GPS. Les temps d'arrivée des signaux sont datés grâce à l'horloge de la station réceptrice alors que les temps d'émission de ces signaux par un satellite quelconque sont datés dans l'échelle de temps de l'horloge embarquée par ce satellite. Un algorithme permet de faire la correspondance entre l'échelle de temps du satellite et le temps du GPS. En faisant une simple différence des observations effectuées aux mêmes instants dans les deux stations le temps du GPS disparaît et il est ainsi possible d'obtenir la différence de lecture des horloges des deux stations.