Le temps sidéral est à un instant et en un lieu donné l'angle horaire du point vernal. Malgré son appellation, c'est bien un angle (notion géométrique), à ne pas confondre avec le Jour sidéral ou encore l'heure sidérale locale, qui sont bien des notions temporelles. Par définition, le temps sidéral est nul lorsque le plan méridien du lieu considéré passe au point vernal, et il augmente d'une heure sidérale à chaque fois que la Terre tourne de 15° par rapport au point vernal. En quelque sorte le temps sidéral mesure le déplacement de la voûte céleste en un lieu donné par rapport au méridien local. Malgré son nom, le temps sidéral n'est pas un temps au sens habituel, mais la mesure de l'angle entre le point vernal et le plan méridien. Les anglophones utilisent d'ailleurs une expression moins équivoque, parlant de Sidereal Hour Angle (SHA), ou angle horaire sidéral. En astronomie, la position d'un astre sur la sphère céleste est repérée par deux coordonnées, l'ascension droite et la déclinaison. À tout instant la somme de l'ascension droite d'un astre et de son angle horaire est égale au temps sidéral. Connaissant les coordonnées de l'astre, ainsi que le temps sidéral local, cette propriété permet de savoir sur quel méridien se trouve l'astre. Le jour sidéral apparent est défini comme le temps s'écoulant entre deux culminations successives du point vernal. Le temps sidéral moyen est lui calculé, non selon le point vernal réel dont la position varie selon la saison, mais selon un point vernal moyen. Le temps que nous utilisons tous les jours est basé, à quelques nuances près, sur le mouvement apparent du Soleil. C'est le temps solaire : le Soleil semble tourner autour de la Terre en 24 heures, et tous les jours quand il est midi, le Soleil est au plus haut dans le ciel. Sur Terre, le jour sidéral est plus court d'un peu moins de 4 minutes que le jour solaire : si, une certaine nuit, à 23 h 25 min, vous observez une étoile par rapport à un repère fixe, la nuit suivante vous la verrez au même endroit à 23 h 21 min.

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Précession des équinoxes
vignette|Mouvement de précession (flèche blanche au niveau du pôle). La précession des équinoxes est le décalage progressif de la direction où sont vues les étoiles, d'un siècle à l'autre, à raison d'une rotation complète, tous les environ, effet produit par un lent changement de direction de l'axe de rotation de la Terre, dans la même durée. Ce phénomène avait déjà été remarqué dès les Babyloniens, mais il n'a été expliqué que par la compréhension des forces de marées qui s'exercent sur la Terre et par l’étude du mouvement des toupies par la mécanique du solide, au .
Année tropique
L'année tropique, ou année équinoxiale ou encore année solaire, correspond à la périodicité des saisons terrestres : elle est définie comme l'intervalle de temps au bout duquel la position apparente du Soleil vue de la Terre, définie par la longitude moyenne du Soleil sur son orbite apparente (voir écliptique), revient à la même valeur. C'est la durée moyenne qui sépare le commencement des différentes saisons. Cette notion de durée moyenne est importante, car la vitesse de la Terre sur son orbite n’est pas uniforme, car cette dernière est une ellipse.
Temps universel
Le temps universel (TU ; en anglais : UT) est une échelle de temps fondée sur la rotation de la Terre. C'est le prolongement moderne du temps moyen de Greenwich (GMT, Greenwich Mean Time), qui est le temps solaire moyen au méridien de Greenwich. GMT a été remplacé par UT en 1972. La mesure du temps universel était effectuée en observant le passage d'objets célestes au méridien du lieu d'observation. Les astronomes ont privilégié l'observation d'étoiles hors du système solaire car plus précises que celle du Soleil.
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