格林尼治是英国伦敦南郊原皇家格林尼治天文台所在地，地球本初子午线的标界处，世界计算时间和经度的起点。以其海事历史、作为本初子午线的标准点、以及格林尼治时间以其命名而闻名于世。这里地势险要，风景秀丽，兼具历史和地方风情，也是伦敦在泰晤士河的东方门户。

不光是天文学家使用格林尼治时间，就是在新闻报刊上也经常出现这个名词。我们知道各地都有各地的地方时间。如果对国际上某一重大事情，用地方时间来记录，就会感到复杂不便．而且将来日子一长容易搞错。因此，天文学家就提出一个大家都能接受且又方便的记录方法，那就是以格林尼治的地方时间为标准。

以本初子午线的平子夜起算的平太阳时。又称格林尼治平时或格林尼治时间。各地的地方平时与世界时之差等于该地的地理经度。1960年以前曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速率曾被认为是均匀的,因此在1960年以前,世界时被认为是一种均匀时。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统，它与原子时或力学时都没有任何理论上的关系,只有通过观测才能对它们进行比较。后来世界时先后被历书时和原子时所取代，但在日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行等方面仍属必需；同时，世界时反映地球自转速率的变化，是地球自转参数之一，仍为天文学和地球物理学的基本资料。

世界时是以地球自转运动为标准的时间计量系统。地球自转的角度可用地方子午线相对于地球上的基本参考点的运动来度量。为了测量地球自转，人们在天球上选取了两个基本参考点：春分点和平太阳。

以平太阳作为基本参考点，由平太阳周日视运动确定的时间，称为平太阳时（简称MT）。平太阳是美国天文学家纽康（S.Newcomb,1835年至1909年）在十九世纪末引起的一个假想参考点。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳视运动的平均速度相一致，其赤经为：

a☉=18h38m45s.836+8640184s.542T+0S.0929T2

式中T是从1900年1月0日12时起计的儒略世纪数。

以平子夜作为0时开始的格林威治平太阳时，称为世界时（简称UT）。

世界时是由恒星时推导出来的，其转换公式为：

UT0=ST-aΦ-λ+12h

λ为观测地点的经度（东经）采用值。

各天文台通过观测恒星得到的世界时初始值记为UT0。不同地点的观测者在同一瞬间求得的UT0是不同的。在UT0中引起由极移造成的经度变化改正Δλ，就得到全球统一的世界时UT1。即

UT1=UT0+Δλ

Δλ=(xsinλ-ycosλ)tgφ

x、y是瞬间地极坐标。它同λ一样，都以CIO为标准。Φ为观测地点的地理纬度。UT1是全世界民用时的基础；同时它还表示地球瞬时自转轴的自转角度，因此又是研究地球自转运动的一个基本参量。在UT1中加入地球自转速度季节性变化改正ΔTs,可以得到一年内平滑的世界时UT2。即

UT2=UT1+ΔTS=UT0+Δλ+ΔTS

从1962年起，国际上统一采用的ΔTS表达式为：

ΔTS=0s.022sin2πt-0s.012cos2πt-0s.006sin4πt+0s.007cos4πt

t以年为单位，从贝塞耳岁首起算。

Δλ和ΔTS的数值由国际时间局（BIH）计算并通报各国。

以春分点作为基本参考点，由春分点周日视运动确定的时间，称为恒星时（简称ST）。某一地点的地方恒星时，在数值上等于春分点相对于这一地方子午圈的时角。由于岁差和章动的影响，春分点在天球上不是固定的，对应于同一历元，还有真春分点和平春分点之别。相应地，恒星时也有真恒星时和平恒星时之分。

在引入标准时间之前，文明世界的每个城市根据太阳的地方位置（见太阳时间）设置其官方时钟。 这中状况直到在英国引入铁路旅行后才发生改变，因为铁路的出现使得有可能在很长的距离上旅行足够快，要求连续重新设置时钟，因为火车在日常运行中就会通过几个城镇。为了解决这个问题，建立了格林威治平均时间(Greenwich Mean Time)，做法是将英国的所有时钟设置为相同的时间， 同时使用计时器或电报来同步这些时钟。

假如你由西向东周游世界，每跨越一个时区，就会把你的表向前拨一个小时，这样当你跨越24个时区回到原地后，你的表也刚好向前拨了24小时，也就是第二天的同一钟点了；相反，当你由东向西周游世界一圈后，你的表指示的就是前一天的同一钟点。 为了避免这种“日期错乱”现象，国际上统一规定180°经线为“国际日期变更线”。当你由西向东跨越国际日期变更线时，必须在你的计时系统中减去一天；反之，由东向西跨越国际日期变更线，就必须加上一天。

世界时，即格林尼治平太阳时，是表示地球自转速率的一种形式。由于地球自转速率曾被认为是均匀的，因此在1960年以前，世界时被认为是一种均匀时。Newcomb所提出的世界时定义就是以此为基础的。现已证实，地球自转实际上是不均匀的，所以世界时是一种非均匀时，它与原子时或力学时都没有任何理论上的关系，只有通过观测才能对它们进行比较。这样，世界时的定义主要应该是表示它与地球自转速率的关系。

平太阳时的基本单位是平太阳日（见日），一个平太阳日包含24个平太阳小时（86,400平太阳秒）。以平子夜作为0时开始的格林威治平太阳时,称为世界时，简称UT。世界时与恒星时之间有严格的转换公式。世界时是以地球自转为基础的，又称为地球自转时。各个天文台观测恒星求得的是世界时的初始值 UT0，尽管早在二百多年前就有人提出地极运动和地球自转的不均匀性，并且后来通过观测得到证实，但是长期以来，UT0一直被作为均匀的时间计量系统应用着。从 1956年起才在 UT0中引进极移改正△λ和自转速度季节性变化经验改正△TS，相应得到的世界时为UT1和UT2。它们之间的关系是：

UT1=UT0+△λ,

UT2=UT1+△TS=UT0+△λ+△TS。

式中△λ=(xsinλ-ycosλ)tg嗞，它与观测地点的地理经纬度(λ,嗞)和地极坐标 (x,y)有关。地球自转速度的不均匀性具有复杂的表现形式，包含周期变化、长期变化、短期变化和不规则性变化各种因素。人们根据大量天文观测资料，求得了周期变化（又称季节性变化）的经验改正△TS。它是一个周期函数，虽然每年地球自转并不完全相同，但其振幅和相位变化不大，基本上稳定在一定范围。从1962年起，国际时间局采用的△TS为：

△TS=0.022sin(2πt)－0.012cos(2πt)－0.006sin(4πt)+0.007(cos4πt)，

式中t以年为单位,从贝塞耳岁首起算。1970年国际时间局根据1967～1969年间全世界的测时资料，订定了地球自转短期变化改正的数值，于1972年开始正式采用。

世界时是通过恒星观测，由恒星时推算的。常用的测定方法和相应仪器有：①中天法──中星仪、光电中星仪、照相天顶筒；②等高法──超人差棱镜等高仪、光电等高仪。用这些仪器观测，一个夜晚观测的均方误差为±5毫秒左右。依据全世界一年的天文观测结果，经过综合处理所得到的世界时精度约为±1毫秒。因为各种因素（主要是环境因素）的影响，长期以来，世界时的测定精度没有显著的提高。测量的方法和技术正面临一场革新。正在试验中的新方法主要有射电干涉测量、人造卫星激光测距和月球激光测距以及人造卫星多普勒观测等。测定的精度可望有数量级的提高。

UT1 （Universal　Time，世 界 时）与TT（Terrestrial　Time，地

球时）之间的转换是天体测量、卫星导航与定位、精 密定轨、测控通 信、空间大地测量、地球物理等学科中涉及时间系统时经常遇到的一个基本问题，该问题的解决是通过计算二者之间的差值ΔT实现的：

（ΔT = TTT－TUT1）

TT本质上是基于原子物理所定义的原子时系统，是一个稳定度极高的、均匀的时间系统，而UT1则是基于地球自转所定义的世界时系统。由于地球自转速度具有长期变慢、季节性变化和不规则变化的特点，因而UT1不是一个均匀的时间系统，导致ΔT的数值也不是均匀的。ΔT的数值无法准确预测，只能根据天文观测经过数据处理后，再给出具体数值。目前可获取的ΔT数据都是以一定的时间间隔给出特定历元的离散数值，如 果 需 要知道其他任意历元的数值，通常情况下，可以通过基于ΔT真实数据拟合的经验公式计算获得。国内外相关学者提出了很多关于ΔT的经验公式，常见的一般有三角函数、低次多项式、高次多项式等形式。

一般情况下，这些经验公式适用范围较小，或是计算精度有限。有学者基于最小二乘法得出一组新的经验公式，不但适用范围较大，形式简 单，便于程序设计，而且计算结果精度也比较高。 ^[2] 

1960年以前，世界时曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。但是，因为它与地球自转的角度有关，所以即使在1960年作为时间计量标准的职能被历书时取代以后，世界时对于日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行器跟踪等仍是必需的。同时，精确的世界时是地球自转的基本数据之一，可以为地球自转理论、地球内部结构、板块运动、地震预报以及地球、地月系、太阳系起源和演化等有关学科的研究提供必要的基本资料。

用春分点作为基本参考点，由春分点周日视运动确定的时间,简称ST。某一地点的地方恒星时，在数值上等于春分点相对于当地地方子午圈的时角。

恒星时与地球自转的角度相对应，这虽然符合以地球自转为基础的时间计量标准的要求，但不能满足日常生活和科学应用的需要。因此，又选用了以真太阳周日视运动的平均速度为基础的平太阳时。因为地球公转轨道是椭圆的，所以真太阳的视运动是不均匀的（或真太阳时是不均匀的）。为了得到以真太阳周日视运动为基础、同时又与其不均匀性无关的时间计量系统，纽康在十九世纪末引进了一个假想的参考点——平太阳。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳的平均速度相一致，其赤经用一个约定的表达式来确定，并规定平太阳赤经与太阳平黄经相差应尽量小。用平太阳假想点作为基本参考点来规定的时间，称为平太阳时。平太阳赤经数值表达式是：

式中T 为从1900.0算起的儒略世纪数（一个儒略世纪等于36525平太阳日）。纽康提出的这个表达式,不但给平太阳时下了精确定义，而且还在恒星时与平太阳时之间建立了一个相互转换的关系。 ^[1]