В этом приложении мы рассматриваем астрономические методы и поэтому будем пользоваться понятием не истинного, а среднего времени. Будучи фиктивной точкой, среднее солнце движется по небесному экватору с постоянной скоростью (тогда как истинное солнце на протяжении года движется по эклиптике неравномерно); момент среднего полудня не может быть определен непосредственно, а только путем наблюдений некоторого реального тела, в качестве которого с древних времен использовалось истинное Солнце. Момент среднего полудня можно получить с помощью уравнения времени (см. рис. 10), выражающего разность между средним и истинным солнечным временем на любой момент. Величина уравнения времени меняется в течение года в зависимости от уклонения Солнца на север или юг от небесного экватора и от расстояния между Солнцем и Землей в определенный день года. Каждый год 4 ноября, например, истинное Солнце пересекает меридиан приблизительно на 16 мин раньше наступления полудня, тогда как 2 сентября уравнение времени равняется нулю, т.е. среднее и истинное времена совпадают.

Однако использование истинного Солнца для определения точного времени затруднительно, так как провести непосредственное наблюдение Солнца нелегко и, кроме того, именно в нужный момент оно может быть закрыто облаками. Поэтому астрономы редко используют Солнце для определения времени, предпочитая вместо него наблюдать яркие звезды, положения которых известны с высокой точностью. Из наблюдений любой звезды получают звездное время, от которого всегда можно перейти к среднему солнечному времени. Положение звезды, видимой наблюдателем как точечный источник света, может быть определено очень точно. Благодаря существованию множества звезд облачная погода в гораздо меньшей степени влияет на их наблюдения, а общая точность определения времени увеличивается, поскольку за одну ночь можно наблюдать десяток и более звезд (наиболее яркие звезды с успехом можно наблюдать и в дневное время), тогда как за один день обычно невозможно провести более одного наблюдения Солнца для определения времени.

В те годы, когда была основана Гринвичская обсерватория, для определения времени обычно использовался метод двойных или равных высот. Этот метод не следует путать с появившимся позднее методом, предложенным Гауссом, который иногда называют его именем. В методе двойных высот астроном, применяя подвижный квадрант, установленный на вертикальной оси, определяет высоту Солнца приблизительно за час до полудня, когда она увеличивается, и замечает время по выверенным часам. Затем через такой же интервал после полудня, когда Солнце уже пересечет меридиан и его высота уменьшается, астроном отмечает точное время момента, когда Солнце достигает той же высоты, что и в первом, предполуденном наблюдении. Применяя небольшую коррекцию, учитывающую разницу в солнечных склонениях между двумя наблюдениями, и взяв среднее из двух отмеченных моментов, наблюдатель получает момент истинного полудня. Чтобы затем получить момент среднего полудня, надо воспользоваться уравнением времени на этот день. Этим методом пользовались в Гринвиче в период 1675-1725 гг., применяя для наблюдений разнообразные квадранты, установленные в Главном зале обсерватории.

Честь изобретения пассажного инструмента, разновидности которого использовались в Гринвичской обсерватории с 1721 по 1957 г., принадлежит Оле Рёмеру, датскому астроному, который впервые применил этот инструмент в Копенгагене в 1689 г. В Англии пассажный инструмент впервые применил Эдмунд Галлей в 1721 г. Этот инструмент и до сих пор можно увидеть в Гринвиче. Простой пассажный инструмент состоит из телескопа, укрепленного под прямым углом к горизонтальной оси, которая может свободно вращаться на опорах, расположенных на двух столбах (Сейчас во всем мире применяют фотоэлектрические пассажные инструменты. Впервые фотоэлектрический метод регистрации звездных прохождений на пассажном инструменте был разработан в Пулкове проф. Н. Н. Павловым. - Прим. перев). Телескоп можно передвигать вниз и вверх, но не из стороны в сторону, так как его горизонтальная ось вращения направлена точно с востока на запад. Коллимационная линия, или оптическая ось, телескопа всегда лежит в плоскости меридиана. Таким образом, в принципе момент пересечения меридиана любым небесным телом можно установить из одного наблюдения. На самом деле телескоп пассажного инструмента имеет несколько горизонтальных и вертикальных «проволочек» - обычно это паутинные нити, натянутые в фокальной плоскости телескопа, которые видны в поле зрения. Существенно то, что оптическая ось телескопа всегда должна быть направлена по меридиану. Чтобы это обеспечить, наблюдателю необходимо перед каждым сеансом наблюдений по возможности учесть возможные ошибки и либо уменьшить их с помощью апертурных приспособлений, либо определить их величины для учета при дальнейшей математической обработке результатов наблюдений. Эти ошибки бывают трех типов:

а) ошибка азимута, обусловленная тем, что опоры, на которых лежит ось, расположены не точно по прямой линии, проходящей с востока на запад; направление проверяется с помощью наблюдения азимутальной метки, установленной точно в плоскости меридиана на расстоянии порядка километра от инструмента (или с помощью наблюдений близкополюсных звезд); ошибка может быть исправлена небольшим смещением одной из опор;

б) ошибка уровня, связанная с тем, что опоры не точно располагаются в горизонтальной плоскости; проверка производится с помощью пузырькового уровня или наблюдением (глядя вертикально вниз в чашу со ртутью) надира, а коррекция осуществляется приподниманием или опусканием одной из опор;

в) коллимационная ошибка, возникающая вследствие того, что ось телескопа закреплена не точно под прямым углом к горизонтальной оси вращения; ошибка устраняется перекладкой телескопа во время наблюдения, т.е. поворотом инструмента вокруг вертикальной оси на 180° и последующим усреднением результатов наблюдений до и после перекладки.

Простой пассажный инструмент применялся для определения времени в Гринвиче с 1721 г. по 1850 г. [1]. Следует помнить, что пассажный инструмент (и его усовершенствованная разновидность - меридианный круг) очень интенсивно использовался и для решения обратной задачи - определения прямых восхождений звезд.

Меридианный круг Эри (оптическая ось которого задавала всемирный нулевой меридиан), позволявший измерять с равным успехом как склонения, так и прямые восхождения, применялся для определения времени в период 1851-1927 гг. Время прохождения звезды с 1854 г. автоматически регистрировалось хронографом, а в последующие годы были осуществлены и многие другие усовершенствования этого инструмента. Однако увеличение точности хранения времени с изобретением часов со свободным маятником предъявило соответствующие требования к увеличению точности определения времени. Меридианный круг Эри весил почти две тысячи фунтов, что не позволяло перекладывать его достаточно быстро. Поэтому с 1927 г. определение времени (но не измерение положений) в Гринвиче (а также в Абинжере, Эдинбурге и Хёрстмонсо - во время и после второй мировой войны) успешно производилось с помощью небольшого перекладывающегося пассажного инструмента (труба телескопа была длиной около трех футов), имеющего специальные подставки, которые позволяли перекладывать телескоп во время наблюдений для исключений коллимационной ошибки.

Но, как мы уже видели, увеличение точности хранения времени в 1940-х гг. с изобретением кварцевых, а в 1950-х гг. - атомных весов требовало еще более точного его определения. В 1957 г. в обсерватории, перебазировавшейся в Хёрстмонсо, определение времени стало производиться с помощью фотографической зенитной трубы (ФЗТ), сконструированной Д. С. Перфектом [2]. ФЗТ - это усовершенствованная отражательная зенитная труба, созданная Эри примерно в 1850 г., конструкция которой была значительно улучшена и приспособлена для определения времени в обсерватории ВМС США. Как говорит само название, труба ФЗТ установлена и направлена к зениту (точка, через которую проходит меридиан). Возможности этого инструмента ограничены, так как он позволяет регистрировать прохождения звезд только в пятнадцатиминутной зенитной зоне, но этот недостаток возмещается высокой точностью наблюдений. Световой поток от звезды отражается вниз от ртутной поверхности, задающей вертикаль, и изображение звезды четыре раза автоматически регистрируется на движущейся фотографической пластинке, установленной в плоскости второй главной точки объектива. Момент времени каждой экспозиции точно (и автоматически) регистрируется хронографом, а время пересечения звездой меридиана определяется после обработки изображений на фотопластинке и учета моментов времени, в которые они были получены. Для определения среднего гринвичского времени местное время исправляется для долгот Хёрстмонсо, расположенного к востоку от Гринвича на 1 мин 21,0785 с.