réelle et simple qui avait eu cours jusqu’alors, c’est qu’il était devenu impossible de faire autrement ; c’est que l’on avait découvert que le jour solaire vrai n’avait pas une durée fixe. L’heure solaire équinoxiale qui en est la 24e partie n’avait donc pas l’invariabilité qui est indispensable à une unité de mesure.
Le jour sidéral et sa subdivision horaire possèdent seuls cette fixité fondamentale. Au lieu du soleil qui est une étoile mobile sur la voûte céleste, il faut considérer quelqu’une des étoiles fixes. Leur révolution, qui est celle même de la sphère étoilée, a toujours la même durée, dans tous les siècles et dans tous les lieux. Une horloge parfaite réglée sur le jour sidéral marquerait toujours la même heure au moment du passage de la même étoile au méridien. Cette horloge sidérale existe précisément dans tous les observatoires, et c’est elle qui mesure le temps avec la précision nécessaire aux calculs astronomiques. C’est ainsi, pour prendre un exemple, que si l’on a en vue le mouvement propre du soleil, on constate qu’il met à revenir au point de l’espace d’où il est parti 366 jours sidéraux, plus une fraction de jour sidéral égale à 0, 242264.
C’est la durée de sa révolution apparente, ou année tropique.
Au contraire, une horloge parfaite, réglée sur le jour solaire, ne pourra pas, deux jours de suite, marquer midi, au moment du passage du soleil au méridien. Il s’en faudra d’une quantité variant de quelques secondes à environ deux minutes, en plus ou en moins. C’est ce dont on ne tarda pas à s’apercevoir. Les horloges avançaient ou retardaient sur le midi vrai. Le public en concluait qu’elles étaient inexactes et accusait le constructeur. Celui-ci rejetait la faute sur le soleil, excuse que quelques personnes taxaient d’impiété, mais qui était la vérité même. Les astronomes le savaient bien. Ils enseignaient que l’inégalité venait bien du soleil lui-même, et non de l’instrument. Ils en connaissaient les causes ; c’est à savoir que le mouvement du soleil n’est pas uniforme le long de son orbite, mais suit la loi des aires de Kepler ; que le plan de cette orbite, c’est-à-dire l’écliptique, est incliné sur l’équateur où se compte la révolution du jour ; que les points extrêmes de l’orbite solaire, l’apogée et le périgée, se déplacent lentement ; et enfin que l’obliquité de l’écliptique sur l’équateur n’est pas constante. C’est en tenant compte de ces élémens que l’astronome anglais Flamsteed calcula pour la première fois l’équation du temps.
