La plus simple observation du ciel nous montre que le Soleil se lève chaque matin à l'Est; il s'élève progressivement, puis s'abaisse et va se coucher à l'Ouest. La Lune se comporte absolument de même. Enfin, si l'on suit avec quelque attention les étoiles qui brillent pendant la nuit, on reconnaît qu'elles se déplacent dans le même sens que le Soleil; elles montent graduellement au-dessus de l'horizon, redescendent ensuite pour disparaître, au couchant. Un observateur situé dans l'hémisphère nord, qui se tourne vers le Sud, ou un  observateur situé dans l'hémisphère Sud, qui se tourne vers le Nord, va voir ces astres décrire des courbes sensiblement circulaires, parallèles et inclinées de façon variable sur l'horizon selon sa latitude. Les unes - les plus méridionales pour un observateur de l'hémisphère Nord, et les plus septentrionales pour un observateur de l'hémisphère Sud -, ne se montrent que quelques instants; d'autres parcourent un demi-cercle et sont visibles pendant douze heures. En se tournant vers dans la direction opposée (soit vers le Nord ou le Sud respectivement), on observe encore ce mouvement des étoiles; mais certaines d'entre elles offrent cette particularité qu'elles ne descendent jamais au-dessous de l'horizon et décrivent un cercle entier autour du pôle céleste. Celui-ci restant immobile dans le ciel. Le mouvement, de ces étoiles, qui sont à l'instar des constellations qu'elles forment, dites circumpolaires semble dirigé d'Ouest en Est dans la partie inférieure de leur cercle. 

Ce mouvement de circulation global des étoiles, qui les entraîne d'un bloc, du moins en apparence, et les ramène à la même position au bout d'environ vingt-quatre heures, prend le nom de mouvement diurne de la sphère céleste. Le mouvement diurne qui est la conséquence directe de la rotation de la Terre sur son axe, est logiquement commun à tous les astres qui apparaissent dans le ciel, même s'il affecte différemment ceux, plus proches, qui appartiennent au Système solaire. Il est à l'origine à l'origine de la notion de jour, déclinable de diverses manières, et de celle de nuit, corrélative d'une de ces manières.

De fait, le terme de jour peut être utilisé en première instance selon deux points de vue : il peut renvoyer à la durée correspondant à une rotation complète de la Terre sur elle-même, ou bien à la partie de cette durée pendant laquelle le Soleil, en un lieu donné, se trouve au-dessus de l'horizon (jour naturel).  Dans le premier cas, la durée du jour exprime des intervalles de temps (subdivisés en heures, minutes et secondes), qui sont plus ou moins longs, suivant que l'astre auquel on compare le mouvement du globe terrestre est fixe ou mobile. Cela  conduit envisager plusieurs manières de mesurer le temps astronomique et, partant, à définir plusieurs types de jours : le jour solaire, le jour sidéral, etc. Dans le second cas, le mot jour s'oppose à celui de nuit. La différence d'aspect du ciel, de jour et de nuit, lorsqu'on le considère du moins dans le domaine visible du spectre, tient uniquement à la présence du Soleil qui, par sa grande clarté, nous empêche de voir les étoiles. On peut cependant apercevoir les plus brillantes à l'aide d'une lunette ou d'un télescope, ou bien lorsque le Soleil vient à être caché, comme cela a lieu dans les éclipses totales. La lune, lorsqu'elle est pleine, produit le même effet pendant la nuit, mais à un moindre degré. 

Jour ou Journée? Il en est de la synonymie de jour et de journée comme de celle d'an et d'année. Jour exprime surtout une unité de temps; journée se dit, au contraire, quand on envisage cet intervalle de temps au point de vue de son contenu, c.-à-d. des événements qui en remplissent la durée. Jour est absolu; journée est relatif. Le jour est le même pour tout le monde; la journée, espace de temps qui s'écoule depuis l'heure où l'on se lève jusqu'à celle où l'on se couche, est excessivement variable. Elle peut être heureuse ou malheureuse, agréable ou triste, selon les individus et les événements qui les touchent...

Le mouvement diurne apparent est la révolution que les astres semblent effectuer autour de la Terre supposée immobile; cette révolution fait que les étoiles, les planètes, le Soleil et la Lune semblent se lever à l'Est, s'élever au-dessus de l'horizon jusqu'à leur point culminant qu'ils atteignent au milieu de leur rotation, puis redescendent et disparaissent à l'Ouest, au-dessous de l'horizon (les étoiles circumpolaires restent toujours au-dessus de l'horizon, participent au mouvement général des astres qui se lèvent et se couchent). Ce mouvement est rétrograde. 

L'arc et le cercle diurnes - L'arc diurne est le nombre de degrés que semble décrire un astre entre son lever et son coucher. Le cercle diurne est le cercle dont un astre semble décrire la circonférence par suite du mouvement diurne.

Axe du monde* - On parle d'axe du monde pour désigner l'axe imaginaire qui traverse la Terre et intersecte sa surface et la sphère céleste à leurs pôles géographiques et célestes, respectivement, Nord et Sud. C'est donc l'axe de rotation de notre planète.

D'autres astres, tels que le Soleil, la Lune, les planètes, les comètes, tout en participant au mouvement diurne, ne conservent pas les mêmes positions relatives entre eux, ni à l'égard des étoiles. On dit alors qu'indépendamment de ce mouvement diurne, ils possèdent un mouvement propre. 

Le mouvement diurne de la sphère céleste est parfaitement uniforme. Chaque étoile décrit son parallèle dans le même temps, et ce temps est rigoureusement le même à toutes les époques de l'année; il n'a pratiquement pas varié depuis les siècles les plus reculés, témoignant ainsi de la rotation, à peu de chose près, constante de notre planète. 

Soulignons, pour terminer, que les lois du mouvement diurne ne s'observent rigoureusement, comme nous les avons énoncées, qu'en tenant compte de la réfraction. De plus, les étoiles ne sont pas absolument fixes, comme le croyaient les Anciens, elles se déplacent sensiblement les unes par rapport aux autres, mais de très petites quantités. Et c'est d'ailleurs, la très petite valeur de leur mouvement propre qui explique que la figure des constellations n'ait varié que très imperceptiblement au cours de l'histoire humaine. Un grand nombre d'autres corps parcourent le ciel tout en participant au mouvement diurne. Les astres ne forment donc pas un système solide, comme le suppose la conception de la sphère céleste; leurs distances sont d'ailleurs très différentes et variables pour un même astre. Ces considérations ont conduit naturellement à douter de la réalité du mouvement du ciel, et à chercher à expliquer les apparences, en attribuant à la Terre un mouvement de sens contraire autour d'une droite parallèle à l'axe du monde. Cette  explication du mouvement diurne par la rotation de la Terre rend compte tout aussi bien de l'ensemble des phénomènes que nous avons décrits. Elle est plus facile à concevoir mécaniquement; enfin, il en existe des preuves directes. (E. R. / D. G. S.).-
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La rotation de la Terre Les étoiles ne tournent pas réellement autour de la Terre, venons-nous de dire, leur mouvement diurne n'est qu'une apparence produite par le mouvement de rotation de la Terre.  Cette proposition qui ne pose aujourd'hui aucun problème a été dans le passé l'objet de débats. L'Antiquité connut ainsi déjà ses partisans de la rotation terrestre, Héraclide du Pont et Aristarque de Samos. Au Moyen Âge, leurs thèses furent encore discutées par Buridan et Oresme, puis, à partir la Renaissance, la cosmologie copernicienne (Copernic), reprenant d'ailleurs certains arguments avancés au Moyen Âge, installe les bases de la vision qui s'imposera finalement au XVIIe siècle, même si c'est au prix de quelques convulsions comme le procès de Galilée. Parmi les arguments qui ont été produits historiquement en faveur de la rotation de la Terre, on ne citera que les principaux :  + Le premier repose sur l'invraisemblance de la révolution réelle des astres selon ce que montre le mouvement diurne. Eu égard à leurs distances, il faudrait que les étoiles se déplacent à des vitesses gigantesque pour parvenir à boucler un tour en une seule journée; il faudrait aussi pouvoir expliquer pourquoi toutes sont animées exactement du même mouvement.  + Le second argument repose sur une analogie : les autres planètes, le Soleil, la Lune, les étoiles, notre Galaxie, etc., tournent sur eux-mêmes. Il est difficile de croire que la Terre échapperait à cette règle.  + Enfin, il existe des arguments de nature dynamique. Nous citerons la diminution de la pesanteur à la surface de la Terre quand on descend du pôle vers l'équateur, qui ne peut être attribuée qu'à l'augmentation de la force centrifuge due à la rotation de la Terre; nous citerons encore la forme même de la Terre renflée à l'équateur, aplatie vers les pôles, l'existence des vents alizés, l'enroulement des perturbations atmosphériques, mais aussi la belle expérience de Foucault  sur le mouvement du pendule, réalisée seulement en 1851, et considéré comme l'argument le plus probant. En première approche, on pourra dire que la Terre tourne sur elle-même autour d'un axe central d'un mouvement uniforme dont la durée de 24 heures définit la longueur du jour. A y regarder de plus près, l'axe de rotation de notre planète évolue cycliquement d'orientation, selon diverses périodes, ce qui explique en particulier les phénomènes dit de précession solaire et de nutation.  Et l'on peut même constater, par le mouvement du pôle, que la Terre n'est pas fixe par rapport à cet axe. De plus la durée de la rotation est légèrement variable, comme l'avait déjà envisagé Newton et soupçonné Lalande. Elle connaît d'infimes à-coups, sans doute explicables par des causes internes (mouvements tectoniques, phénomènes liées au champ magnétique terrestre), et surtout un ralentissement séculaire, imputable, lui, à l'action de la Lune, explicable par un effet de marée, et mis en évidence notamment par les rapports des anciennes éclipses et par certains fossiles. Ces diverses variations, importantes sur de longues périodes, sont toutefois suffisamment petites à l'échelle humaine pour justifier qu'on puisse les négliger la plupart du temps. Ainsi, le ralentissement séculaire est-il évalué à un peu moins de 2 millisecondes par jour. Depuis 1972, ce décalage (ainsi que celui qui résulte de la différence de longueur entre le jour civil, mesuré par les horloges atomique, et le temps de rotation de la Terre) est compensé régulièrement en ajoutant ou retranchant une seconde à la durée de l'année. Terminons en notant que la vitesse d'un point à la surface de la Terre du fait de la rotation de celle-ci varie en fonction du cosinus de la valeur absolue de la latitude. A l'équateur elle prend la valeur maximale de 465 m/s; aux latitudes de Shanghai, du Caire, de Porto Alegre ou de Durban (30°), elle est de 400 km/s environ; à celles de Montréal, de Belgrade ou de Vladivostok (45°), elle avoisine les 330 km/s; et elle est bien sûr nulle aux pôles géographiques. En librairie - Alexandre Koyré, Chute des corps et mouvement de la Terre de Kepler à Newton, Vrin.

Le lever et le coucher des astres
Les levers et couchers d'un astre  sont en premier lieu les moments où l'astre apparaît ou disparaît, respectivement, sous l'horizon, du fait du mouvement diurne. Ces termes désignent également  les dates de l'année à laquelle ont lieu la première apparition ou disparition d'un astre.

Les positions relatives des étoiles dans le ciel (La sphère céleste) restent sensiblement fixes, les points de l'horizon où on les voit se lever ou coucher ne changent pas, si ce n'est à un long intervalle de temps, par l'effet de la précession des équinoxes. Il en est autrement du Soleil, de la Lune et des planètes, qui se déplacent parmi les étoiles en vertu de leur mouvement propre. Ainsi, du solstice d'hiver au solstice d'été, le Soleil se lève et  se couche en des points de plus en plus rapprochés du Nord; le contraire a lieu du solstice d'été au solstice d'hiver. Aux équinoxes, ce point de lever et de coucher se trouve sur la perpendiculaire à la méridienne, et il fixe ce qu'on appelle proprement le levant, l'est ou l'orient, dans le cas du lever, et le couchant, l'ouest ou l'occident dans le cas du coucher.

Des noms ont été donné dans le passé à certains levers et couchers d'étoiles, en relation avec les levers et couchers du Soleil. Ils s'agissait de ce qu'on appelait les  levers et couchers cosmiques, acronyques et héliaques. On les a qualifié aussi couramment de levers (et couchers) poétiques, parce que ces termes  sont fréquemment employés dans les oeuvres d'Hésiode et dans les Fastes d'Ovide : 

Lever et coucher cosmiques - Quand une étoile se lève ou se couche en même temps que le Soleil, cela s'appelait le lever ou le coucher cosmique. Il est évident que, dans l'un comme dans l'autre cas, l'étoile est elle-même absolument invisible à cause de l'éclat des rayons du Soleil. 

Lever et coucher acronyques (ou acronique) - On nommait lever acronyque l'instant où l'étoile se lève quand le Soleil se couche, et coucher acronyque l'instant où l'étoile se couche, quand le Soleil se lève. Ces expressions sont les opposées du lever et du coucher cosmiques, et pourraient tout aussi bien se remplacer par celles de lever et de  coucher du soir. On notera que pour qu'une étoile fût visible dans de telles conditions, il faudrait non seulement un horizon exceptionnellement pur, sans trop de lueur crépusculaire, mais il faudrait encore que l'étoile fût de particulièrement brillante. 

Lever et coucher héliaques* - Les anciens astronomes donnaient le nom de lever héliaque au lever d'un astre, lorsque cet astre, après avoir été en conjonction avec le Soleil, et par conséquent invisible (l'éclat du Soleil empêchant de l'apercevoir), se levait assez tôt avant ce dernier pour être visible à l'orient, dans le crépuscule du matin. Ils appelaient coucher héliaque, l'immersion d'un astre dans les rayons du soleil, qui rendaient cet astre invisible, ou la disparition d'un astre à l'horizon occidental après le coucher du Soleil. Ce genre d'observation, facile à faire avec une bonne vue et un horizon libre, constitue le fond de l'astronomie des anciens. C'est sur les levers et les couchers héliaques des étoiles qu'ils pensait que les dieux réglaient les rythmes de la nature : l'ordre des travaux agricoles, comme les temps propres à la navigation; en Égypte, c'était le lever héliaque de Sirius (Grand Chien), aussi appelé lever sothiaque*, qui marquait le début de l'année. 

Hut Point, minuit, le 27 mars 1911 (Dernière expédition de Scott). Le soleil de minuit ressemble à un coucher de soleil ordinaire. C'est l'endroit et le moment où cela se passe qui font toute la différence... (Source : NOAA Photo Library).

Si les philosophes apprennent qu'on ne peut définir le temps, on peut, par contre, le diviser en partant de cette donnée que deux phénomènes égaux ont même durée, et on peut aussi conséquemment le mesurer. La seconde, qui est l'unité de temps adoptée aujourd'hui, a été définie à partir de phénomènes atomiques à l'occasion de la treizième conférence internationale des poids et mesures qui s'est tenue en 1967 : une  seconde correspond à la durée de 9192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l'état fondamental du césium-133. Auparavant, les phénomènes célestes étaient la base de cette définition, et les astronomes distinguent, d'ailleurs toujours aujourd'hui, suivant que la base prise est ou la marche du Soleil; ou sa marche moyenne, ou celle des étoiles, différentes façons de mesurer le temps, dont la pertinence dépend du contexte de travail. On définit ainsi en particulier, à côté de mesures du temps qui reposent sur la durée de la révolution de la Terre autour du Soleil (L'Année et les saisons), des mesures basées sur sa période de rotation : le temps vrai ou solaire, le temps moyen, le temps sidéral. On y ajoutera le temps civil, qui se rapproche du temps moyen, et le temps lunaire.

Ces temps, cadencés par le mouvement diurne, s'expriment en jours* solaires, jours moyens et jours sidéraux, etc., lesquels se divisent tous en 24 heures, puis chaque heure 60 minutes, et chaque minute en 60 secondes. Le jour se définit  par l'intervalle entre deux passages supérieurs consécutifs d'un astre au méridien d'un lieu donné. La durée de cet intervalle dépendra de l'astre considéré. Celui-ci peut être réel (Soleil, étoile, Lune, etc.) ou fictif (position moyenne du Soleil, point vernal, etc.). 

Le jour solaire vrai.
Le jour solaire vrai est l'intervalle de temps compris entre deux passages consécutifs du soleil au même méridien.  Il est très variable : d'une part, en effet, la vitesse du Soleil sur l'écliptique est elle-même variable, diminuant du périgée à l'apogée pour augmenter, au contraire, de l'apogée, au périgée; d'autre part, du fait de l'obliquité de l'écliptique, deux arcs égaux de cette courbe déterminent sur l'équateur, lorsqu'on les y projette, des arcs inégaux, et ils emploient conséquemment des temps. inégaux à passer au méridien. Le jour solaire le plus long est le 23 décembre; le plus court est le 16 septembre.

Jour solaire moyen. 
Le jour solaire moyen est la moyenne d'un très grand nombre de jours solaires vrais. Le temps moyen auquel dont il est l'unité a été imaginé pour remédier à l'inégalité des jours solaires vrais. Il est réglé sur l'hypothèse de deux soleils fictifs : le premier, parcourant l'écliptique d'un mouvement uniforme, - ce qui corrige l'inégalité de vitesse du Soleil vrai, et passant en même temps que ce dernier au périgée et à l'apogée; le second, le Soleil moyen, parcourant l'équateur avec la même vitesse que le premier parcourt l'écliptique, - ce qui corrige l'obliquité de celle-ci, - et passant en même temps que lui à l'équinoxe. Le mouvement du Soleil moyen est ce qu'on appelle le mouvement solaire moyen et, du fait même de l'uniformité de ce mouvement, du fait que le Soleil moyen parcourt l'équateur avec une vitesse constante, l'intervalle entre deux passages consécutifs de ce soleil au méridien d'un même lieu est ce jour solaire moyen (également  appelé jour moyen) aussi, constant.

La différence entre l'heure moyenne, telle qu'elle se trouve déterminée par le temps moyen, et l'heure vraie, telle qu'elle résulte du temps solaire, est ce qu'on appelle l'équation du temps :

Équation du temps* (Équation personnelle*). - L'équation de temps se définit comme la durée qu'il faut ajouter « algébriquement » au temps moyen pour le convertir en temps vrai. Autrement dit, il est la différence entre le midi moyen et le midi vrai, le midi moyen étant donné par le passage au méridien d'un soleil fictif parcourant l'équateur d'un mouvement uniforme en partant du point vernal, origine des ascensions droites, en même temps que le soleil vrai, pour arriver à l'équinoxe de printemps de l'année suivante juste au même moment. C'est aussi la correction qu'il convient d'appliquer à l'heure donnée par les cadrans solaires pour obtenir l'heure moyenne. Elle résulte de deux types de variations, dont elle est la somme. La première, dite équation de cendre, a une période annuelle et s'explique par l'excentricité de l'orbite terrestre (en vertu de la deuxième loi de Kepler, la Terre ne parcourt pas son orbite toujours à la même vitesse). La seconde, aussi appelée équation de l'inclinaison de l'écliptique, obéit à une période bisannuelle, et s'explique par l'obliquité de l'axe terrestre. Il s'ensuit que l'équation du temps est nulle quatre fois par an vers les époques suivantes : 16 avril, 15 juin, 2 septembre et 25 décembre; elle passe par son maximum, 16 mn 20 s, vers le 4 novembre. Notons au passage que l'on peut avoir, par ailleurs, à une ou deux minutes près, l'heure moyenne à midi vrai en, prenant le milieu entre les heures moyennes du lever et du coucher du Soleil.

Évolution de l'équation du temps au cours de l'année.

Le jour civil
A côté du temps moyen véritable et venant s'y superposer, on a défini jusqu'en 1960 sur des bases astronomiques, un temps civil, ou temps moyen officiel, qui résultait de l' « unification de l'heure », et substituait à l'heure locale une ou plusieurs heures légales, définies par le système des fuseaux horaires (et par la prise en compte éventuelle d'heures d'été et d'heures d'hiver). Le jour civil, pris pour unité, se calquait par sa durée sur le jour solaire moyen, avec un décalage de 12 heures (temps civil = temps moyen +12), et est l'intervalle de temps que la Terre doit mettre pour faire un tour complet sur elle-même, lorsque l'on suppose qu'elle est animée d'une vitesse moyenne invariable, et qu'elle exécute 365,2425  révolutions dans une année moyenne du calendrier grégorien. On peut rattacher une autre définition à celle du temps civil, celle du temps universel : 

Le temps universel (T.U.) - C'est le temps civil de Greenwich, qui joue un rôle particulier, du fait que les longitudes sont comptées à partir du méridien de Greenwich. 

Ajoutons que les jours civils sont regroupés en semaines, périodes de sept jours, et en mois, de durées variables, mais qui rassemblent en général entre 28 et 31 jours.

Le jour sidéral.
Le jour sidéral, unité de mesure du temps sidéral, est la durée mesurée par les passages successifs du point vernal au méridien, instant où l'on compte 0 heure. La durée de l'intervalle jusqu'au passage suivant est donc le jour sidéral. Le jour sidéral est pratiquement constant. Il est toujours un peu moins long que le jour solaire : pendant qu'en effet notre globe accomplit une révolution complète sur son axe, le Soleil parcourt sur l'écliptique un certain arc dans le sens de son mouvement propre, c.-à-d. en sens contraire du mouvement diurne des étoiles, et il met, par suite, un peu plus d'un jour sidéral pour revenir au méridien. e jour sidéral est aussi plus court que le jour moyen; la différence, - constante, puisque le jour sidéral et le jour moyen ont l'un et l'autre une durée uniforme, - est de 3 mn 55,91 s de temps moyen, en sorte que la durée du jour sidéral, exprimée en temps moyen, est de 23 h 56 mn 4,09 s. Sous forme de fraction décimale; le rapport du jour moyen au jour sidéral est égal à 1,0027379091.
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Translation et rotation de la Terre 
(jour sidéral et jour solaire).

Le jour stellaire.
Le jour stellaire, qui est l'unité du temps stellaire, est très proche du jour sidéral. Il mesure  la durée entre par les passages successifs d'une même étoile, au non plus du point vernal, au méridien d'un même lieu. En raison de la précession des équinoxes, le point vernal se déplace d'environ 50" par dans la ligne des écliptiques : le jours stellaire est donc plus court de 0,008 s que le jours sidéral. 

Le Jour lunaire.
Le jour lunaire est l'intervalle de temps compris entre deux passages consécutifs de la Lune au même méridien. Il est plus long de cinquante-deux minutes environ que le,jour solaire  moyen. Cela correspond à l'intervalle qui sépare deux marées consécutives en un même lieu, puisque les marées sont surtout dues à l'action de la Lune sur les eaux de la mer.

Les carrefours de la journée

Le jour et la nuit
Lorsque l'on considère la période pendant laquelle le Soleil est au-dessus de l'horizon, on parle du jour naturel. Le terme s'oppose à la nuit, dont il est séparé par le crépuscule, un intervalle de durée plus ou moins longue qui précède le lever ou suit le coucher du Soleil. Le milieu du jour s'appelle midi, le milieu de la nuit, minuit.

Le jour naturel. - On appelle jour naturel, par opposition à la nuit, l'espace de temps pendant lequel le Soleil reste au-dessus de l'horizon. Le jour varie en raison inverse de la nuit, et que, deux fois seulement par année, aux équinoxes, sa longueur est égale à celle de celle dernière. 

La nuit. - La nuit est, par opposition au jour, dont elle forme le complément, l'intervalle de temps compris entre le coucher et le lever du Soleil. Pourtant, il ne fait réellement nuit, au sens propre du mot, qu'assez longtemps après le coucher du Soleil, et il cesse de faire nuit bien avant son lever; la lumière indécise, intermédiaire entre le jour et la nuit, constitue, le soir, le crépuscule, et le matin, l'aurore (ou crépuscule du matin). 
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Pourquoi fait-il nuit la nuit? Au premier abord, il semble que la cause de la nuit se résume à l'absence du Soleil au-dessus de l'horizon. Mais quid des étoiles, qui sont d'autres soleils? Pourquoi leur lumière ne prend-elle pas le relais pour nous assurer un jour permanent? Une réponse tout aussi évidente, si elle ne reposait pas sur un raisonnement circulaire, consisterait à dire qu'elles ont beau être très nombreuses, elles sont trop éloignées pour briller suffisamment et nous assurer la clarté. Comme Kepler l'avait exprimé en premier, et comme cela sera formulé ensuite de diverses manières, notamment par Olbers, cela ne suffit pas. Si les étoiles sont uniformément réparties dans un espace indéfiniment grand, la somme de l'énergie lumineuse qu'elles rayonnent devrait être équivalente à celle du Soleil. Il devrait donc faire jour aussi la nuit.  Cette impasse, connue aujourd'hui sous le nom de paradoxe d'Olbers*, a trouvé sa première (et principale) solution en 1828 sous la plume d'Edgar Poe, dans son ouvrage Eurêka (on la trouvera aussi exprimée, peut-être indépendamment, par Arago vers 1850, dans son Astronomie populaire). Ces auteurs notent simplement que s'il fait nuit, c'est parce que les étoiles n'existent pas de toute éternité et la lumière des plus lointaines d'entre elles n'a pas encore pu nous parvenir. Cette lumière encore "sur le chemin" manque donc au bilan final, et il fait logiquement nuit la nuit... La cosmologie relativiste qui s'est imposée au XXe siècle permet de donner plusieurs explications qui concourent à la résolution dudit paradoxe. Mais la principale, et la plus facile à comprendre, reste ici encore celle qu'avaient donnée les auteurs du siècle précédent : dans un univers en expansion, qu'il soit spatialement fini ou indéfiniment grand, en effet, une limite existe toujours pour l'âge des plus anciennes étoiles; on n'a donc pas à considérer la contribution d'une nombre indéfiniment grand de sources lumineuses. D'autres explications, de nature différente ont également été données, en particulier par Benoît Mandelbrot sans son ouvrage sur Les objets fractals (1976, div. réed.). Pour cet auteur, il suffit que la distribution des étoiles ne soit pas uniforme, mais hiérarchisée de telle sorte qu'elle  répondent aux critères qui définissent les objets mathématiques qu'il décrit, pour que le paradoxe puisse être levé. Une perspective tout à fait compatible avec les conceptions actuelles de le mode de hiérarchisation des grandes structures cosmiques. On ajoutera que depuis 1998, l'analyse des données recueillies par le télescope spatial infrarouge ISO a donné une nouvelle jeunesse à la question évoquée ici. On s'est en effet rendu compte à cette occasion que le paradoxe d'Olbers devait être reformulé pour tenir compte aussi de la contribution (importante) de l'énergie que rayonnent dans l'infrarouge les poussières chauffées par les premières étoiles. En librairie - Edward Harrison, Le noir de la nuit, une énigme du cosmos, Le Seuil, 1998; Edgar Poe, Contes, Essais, poèmes, Robert Laffont, coll. Bouquins, 1989;ou bien Eurêka, Le Castor astral, 1993;  Benoît Mandelbrot, Les objets fractals, Flammarion, réed. coll. Champs, 1999. Pour les plus jeunes : Armelle Barnier, Pourquoi la nuit il fait noir? (et neuf autres questions essentielles de Zoé), Le Petit Musc, 2001.

De temps immémorial le nycthémère a été partagé en 24 parties ou heures, mais plusieurs peuples de l'Antiquité ont suivi, du moins pendant un certain temps, une division toute différente. 

Ainsi, dans les poèmes homériques, le jour naturel est divisé en 3 parties seulement. La première, èôs, commençait avec le lever du Soleil et durait tant que la lumière de cet astre semblait augmenter, c.-à-d. jusqu'à midi. La seconde, meson hèmar, était le moment où, parvenu au plus haut point de sa course, le Soleil paraît suspendre son mouvement. Enfin, la troisième était appelée deilè ou deieion hèmar, parce que c'est effet après midi que la température est le plus élevée. La dernière partie du deilè était quelquefois désignée par les mots poti esperan ou boulutos. Après l'époque d'Homère, la première et la seconde partie de la journée furent divisées chacune eu deux parties. La première moitié du matin fut appelée prôi ou prôi tès hèmeras, et la seconde plèthiusès tès agoras, ou peri plèthousan agoran. Le meson hèmar d'Homère reçut le nom de peièmbria, de meson hèmeras, ou de mioè hémera, et comprit comme précédemment le milieu du jour. Quant aux deux parties de l'après-midi, elles furent appelées deilè prôiè ou prôia, et deilè oyiè ou oyia. 

Durant les premiers siècles de leur histoire, les Romains divisèrent, comme les Grecs, le jour proprement dit en 3 parties, mane, meridies, et suprema (sous-entendu tempestas). Néanmoins la division la plus généralement suivie à Rome était celle qui partageait le jour en deux moitiés, tempus ante meridianum et tempus post meridianum (temps avant midi, temps après midi), midi étant simplement considéré comme le point de séparation des deux moitiés de la journée.

La longueur moyenne du jour naturel
au solstice de juin en fonction de la latitude.

Dans la pratique trois définitions du crépuscule sont couramment adoptées : 

Le crépuscule civil a été introduit pour définir le moment le moment où la clarté a suffisamment baissé pour qu'il soit nécessaire de recourir à l'éclairage urbain. On a convenu ainsi qu'il dure tant que le Soleil est situé à moins de 6° sous l'horizon, en tenant compte de la réfraction atmosphérique, qui élève celui-ci d'une hauteur approximative de 36", lorsqu'il est à l'horizon. Aux latitudes supérieures à environ 58°, il existe une période de l'année où le crépuscule civil du soir se termine exactement quand commence le crépuscule civil du matin, et pendant laquelle, il ne fait jamais complètement nuit. Ce moment si particulier nourrit l'imaginaire des pays nordiques sous le nom de nuits blanches. 

Le crépuscule astronomique, dont la définition repose sur le besoin de situer le moment à partir duquel la nuit sera suffisamment noir pour offrir des conditions d'observation des astres optimales, dure tant que le Soleil est situé à moins de 18° sous l'horizon, en tenant compte ici encore de la réfraction. Aux latitude supérieures à environ 49°, il existe une période de l'année où le crépuscule astronomique du soir se termine exactement quand commence le crépuscule astronomique du matin, et pendant laquelle, il fait nuit, mais la nuit n'est pas totale, et l'on ne peut pas voir les étoiles les plus faibles. Le phénomène est déjà sensible au solstice d'été à la latitude de Paris (48° 52').

Le crépuscule nautique dure tant que la position du Soleil, corrigée de la réfraction atmosphérique, est supérieure à 12° sous l'horizon. On estime que c'est la condition pour que les formes générales des objets situés à terre (ou sur mer) puissent encore être distinguées par beau temps.

Midi.
Le midi vrai, qui détermine le commencement du jour solaire vrai est, en un lieu quelconque de la surface du globe, l'instant précis du passage du centre du Soleil au méridien de ce lieu. Il ne coïncide que quatre fois par an, à raison de la forme et de l'obliquité de l'écliptique, avec le midi moyen ou midi civil, qui est le milieu du jour solaire moyen - au moins dans les usages civils, par les astronomes font partir le temps moyen, aussi bien que le temps vrai, de midi - et sur lequel sont réglées les horloges; l'écart, ou équation du temps, variable chaque jour, atteint jusqu'à un quart d'heure, tantôt en plus, tantôt en moins. A son tour, l'instant du midi moyen varie, par définition même, avec la longitude du lieu; ainsi, tandis qu'il est midi à Paris, il est déjà 1 h 53 du soir à Saint-Pétersbourg et il n'est encore que 6 h  55 du matin à New York. Enfin, dans chaque pays (en France depuis la loi du 15 mars 1891), il existe une heure légale unique, qui est généralement celle d'un grand observatoire (en France, celui de Paris), en sorte que, dans toutes les localités du pays, le midi légal est le midi moyen du lieu de l'observatoire en question. 

N. B. - Midi est aussi synonyme de Sud (Le repérage des astres).

Les heures*

Les heures sont des parties du jour. Elles se divisent elles-mêmes en 60 parties égales, qu'on appelle minutes; les minutes en 60 parties égales, appelées secondes; et les secondes, normalement en dixièmes, en centièmes de seconde, etc. Mais on pourra également trouver chez les anciens auteurs une division des secondes en 60 parties égales, que l'on nomme tierces; les tierces en 60 parties égales, appelées quartes; les quartes en 60 parties égales, nommées quintes, etc.

Comme le mot jour peut avoir plusieurs sens, correspondant à des durées différentes, on comprend qui ce soit aussi le cas pour les heures, qui par ailleurs, pour une définition donnée du jour, peuvent représenter des modes de partition de la durée différents.

Les astronomes distinguent trois sortes d'heures : l'heure solaire ou la vingt-quatrième partie du jour solaire vrai; l'heure moyenne ou la vingt-quatrième partie du jours solaire moyen; enfin l'heure sidérale ou la vingt-quatrième partie du jour sidéral. Cette dernière a une durée constante; l'heure moyenne est plus longue d'environ dix secondes; l'heure solaire de grandeur variable est peu usitée. Comme la révolution apparente des astres s'effectue en vingt-quatre heures, une heure de temps vaut donc 360° / 24  = 15°; pareillement, une minute de temps. vaut 15' d'arc, une seconde de temps vaut 15" d'arc.

Lorsqu'on appelle jour la durée entière de la révolution apparente du Soleil autour de la Terre, une heure en est toujours la vingt-quatrième partie; mais lorsqu'on ne donne le nom jour qu'à la durée de la présence du Soleil au-dessus de l'horizon (jour naturel), comme le faisaient autrefois les Romains, dont le jour commençait, on l'a dit, au lever du Soleil et finissait à son coucher, une heure était seulement la douzième partie du jour. Ces dernières heures étaient inégales; parce qu'on divisait toujours le jour en douze parties, et la nuit en douze autres parties, quelle que fût la longueur de l'un et de l'autre. (Barré / D.V. / Brisson).

En Grèce, la division du jour en cinq parties évoquée plus haut resta en usage pendant toute l'Antiquité. Cependant, la division du jour en heures n'était pas inconnue et fut couramment utilisée pour les travaux astronomiques. Anaximandre, suivant les uns Anaximène, d'après les autres, l'avait faite connaître en même temps que le cadran solaire babylonien, par lequel la jour était partagé en 12 parties ou heures d'égale longueur. Romains, eux, ne commencèrent à employer la division du jour en 12 heures qu'à l'époque où ils eurent à leur tour connaissance du cadran solaire, c.-à-d. vers 291 av. J.-C. Plus tard, quand Scipion Nasica (159 av. J. C.), eut fait construire une clepsydre publique, l'un des officiers du préteur fut chargé d'observer cet instrument, et d'annoncer la troisième, la sixième et la neuvième heure, l'usage s'étant alors introduit de partager le jour, ainsi que la nuit, en quatre parties, de 3 heures chacune. Leurs heures, suivant un usage qui était déjà celui des Égyptiens ou des Chaldéens étaient consacrées, chacune, à une divinité en relation avec les astres. 

Chez les anciens peuples qui partageaient le nycthémère en 24 heures, plusieurs comptaient ces 24 heures de suite, de une à 24. Les heures étaient égales entre elles : ces heures égales sont désignées par Galien sous le nom d'heures équinoxiales. D'autres, tels que les Grecs et les Romains, quand ils adoptèrent cette manière de diviser le jour,  formaient deux groupes consécutifs, de 12 heures chacun, l'un pour le jour proprement dit, c'est-à-dire pour le temps où le Soleil est visible sur l'horizon; l'autre pour la nuit, c'est-à-dire pour le temps compris entre le coucher et le lever de cet astre. Dans ce second système, les heures étaient nécessairement inégales. En effet, non seulement elles ne pouvaient avoir la même longueur dans les pays situés sous des latitudes différentes, mais encore, dans le même lieu, elles augmentaient depuis les équinoxes jusqu'aux solstices, et décroisaient depuis les solstices jusqu'aux aux équinoxes. II n'y avait égalité entre les heures du jour et celles de la nuit que deux fois par an, le 21 mars et le 23 septembre, parce que, à ces deux dates, le jour et la nuit ont la même durée. Pour éviter la confusion qui pouvait résulter de ces deux manières de compter les heures, Ptolémée avait soin, quand il calculait ses observations, de convertir les heures du second système, qu'il appelait temporaires en heures équinoxiales. La différence qui existe entre les deux espèces d'heures a été observée pour la première fois par les astronomes de l'école d'Alexandrie.