Come si è già accennato nella pagina precedente, il giorno siderale, cioè l’intervallo di tempo compreso tra due successivi passaggi del punto vernale al meridiano superiore, è da considerarsi costante in prima approssimazione. Il tempo siderale è l’angolo orario del punto vernale. Dopo un giorno siderale l’intera sfera celeste, con le sue stelle, ritorna nella stessa posizione rispetto all’osservatore.

Il giorno siderale è suddiviso in $24$ ore siderali, $1440$ minuti siderali e $86\,400$ secondi siderali la cui durata è, come vedremo, diversa dal giorno solare e dai corrispondenti sottomultipli.

Nonostante l’aggettivo siderale suggerisca un riferimento alle stelle, il punto vernale non è una direzione “immobile” rispetto ad un ideale sfondo di stelle fisse. Esso infatti scorre lungo l’eclittica con moto retrogrado di circa $\text{50,25}$ arcosecondi all’anno a causa del fenomeno di precessione degli equinozi. Un tale spostamento lungo l’eclittica corrisponde ad una diminuzione di $\text{0,126}”$ di ascensione retta al giorno e quindi il giorno siderale è $8$ millesimi di secondi più corto della durata della rotazione terrestre rispetto ad un riferimento stellare.

Più complicata è la questione della costanza dell’intervallo del giorno siderale e, di conseguenza, dell’uniformità della scala di tempo siderale. Se il moto in ascensione retta del punto vernale fosse uniforme anche il giorno siderale sarebbe costante. In realtà, a complicare le cose interviene una perturbazione gravitazionale della Luna (vedi nutazione) che provoca una piccola ma complessa “oscillazione” del punto vernale lungo l’eclittica. L’equinozio medio è la posizione dove dovrebbe trovarsi il punto vernale se non ci fosse la nutazione. L’equinozio vero o apparente è invece il punto dove esso si trova in realtà. Di conseguenza esistono due forme di tempo siderale: il tempo siderale medio ($\Theta_m$) che è l’angolo orario dell’equinozio medio e il tempo siderale apparente ($\Theta_a$) che è l’angolo orario dell’equinozio vero.


La differenza tra tempo siderale vero e medio è chiamata equazione degli equinozi ed è calcolata dalla formula:
$\Theta_a-\Theta_m=\Delta\psi\cos\epsilon$
dove $\delta\psi$ è la variazione in longitudine dovuta alla nutazione (nutazione in longitudine) ed $\epsilon$ è l’obliquità dell’eclittica all’istante dell’osservazione.
E’ bene considerare il fatto che l’equazione degli equinozi ha un valore massimo di circa un arcosecondo e quindi va tenuta in considerazione solo quando è necessaria un’elevata precisione.

Infine, lo scorrere del tempo siderale è costante come può essere costante il periodo di rotazione della Terra. La velocità di rotazione, considerata inizialmente costante, in realtà descresce. E così il giorno siderale si allunga di conseguenza. Inoltre, in aggiunta a questo piccolissimo ma costante rallentamento, si osservano delle irregolari variazioni di velocità dell’ordine del millisecondo.