Détermination de l'équation du temps

En calculant la demi-somme de l'heure du lever et de l'heure du coucher du Soleil, soit 1/2(heure du lever + heure du coucher), on obtient en première approximation l'heure du midi vrai, c'est-à-dire le milieu du jour, l'heure où le Soleil passe au méridien de Paris. On peut faire ce calcul pour un ou deux jours de chaque mois et on porte les résultats sur un graphique, tel la figure 16.

On notera qu'on ne peut pas porter ces résultats sur le graphique précédemment tracé concernant la longueur des jours, car les quantités étudiées ne sont pas du tout du même ordre de grandeur. On s'attendrait à ce que le Soleil passe au méridien à 12 h, mais on s'aperçoit qu'il n'en est rien. On obtient une courbe variant tout au long de l'année, les deux points extrêmes correspondant environ au 15 février et au 1er novembre.Tout d'abord, si on fait la moyenne des "midis vrais" du calendrier, c'est-à-dire la moyenne des points de la courbe obtenue, on trouve un peu moins que 12 h. Ceci provient de ce que le temps universel est établi à partir de Greenwich et que Paris est à l'est de Grenwich. Plus précisement, le Soleil passe au méridien de Paris 9 minutes 21 secondes avant d'atteindre le méridien de Greenwich, comme on peut le voir figure 17, et cet intervalle de temps correspond au décalage entre la valeur moyenne de la courbe obtenue et 12 h. On en déduit la longitude de Paris, sachant que 24 h de temps correspondent à 360° de rotation terrestre.

Comme on le voit figure 18, la forme de la courbe étudiée correspond à la somme de deux sinusoïdes, l'une de période six mois et l'autre de période un an. Cette courbe est appelée "l'équation du temps" Elle est due à deux caractéristiques de la position et du mouvement de la Terre. Tout d'abord, parce que sa trajectoire n'est pas un cercle parfait mais une ellipse dont le Soleil occupe un des foyers, la Terre va plus ou moins vite suivant les moments de l'année, comme le veut la deuxième loi de Kepler et ainsi que nous l'avons déjà vu quand nous avons calculé la longueur des différentes saisons. Autrement dit, sa vitesse de translation n'est pas uniforme. C'est cet effet qui donne la sinusoïde de période un an. D'autre part, le Soleil ne se déplace pas dans le ciel sur l'équateur céleste, mais sur l'écliptique, puisque la Terre est inclinée de 23° 27' par rapport au plan de l'écliptique. Il faut donc projeter sur l'équateur le mouvement du Soleil sur l'écliptique, et cette projection diffère suivant le moment de l'année. Ce phénomène est illustré figure 19.

L'équation du temps est représentée sur certains cadrans solaires suffisamment précis, comme on peut le voir figure 20. Si cela est possible, on recherchera un cadran solaire présentant l'équation du temps, ou à défaut une image d'un tel cadran solaire.

L'étude du mouvement du Soleil peut également être entreprise par les élèves les plus jeunes. Dans ce cas, on calculera la longueur de la journée pour les équinoxes, et les solstices, en prenant les dates sur le calendrier. On calculera également la longueur de la journée pour le jour précédant et le jour suivant chacun des solstices. On constate que les journées aux équinoxes durent 12 h (en première approximation), que la journée au solstice d'été est plus longue qu'aux équinoxes et plus longue que la veille et que le lendemain, et que la journée au solstice d'hiver est plus courte qu'aux équinoxes et plus courte que la veille et que le lendemain. On compare avec l'expérience quotidienne. De surcroît, cet exercice peut habituer les élèves à manipuler un tableau de nombres.