Лаборатория ишларини бажаришга доир кўрсатмалар

u_n = T_n - T_s, (3)

u_d = T_d - T_s. (4)

(2), (3), (4) tenglamalarni (1) bilan birgalikda ketma-ket yechib:
u_m = u₀ + (T_m - T₀) = u₀ + , (5)
u_n = u₀ + (T_n - T₀) = u₀ + n^h (6)

va

u_d = u₀ + (T_d - T₀) = u₀ + n^h +1^h. (7)

larni olamiz.

Agarda qabul qilinayotgan aniq vaqt radiosignali n soat poyasida joylashgan punktning T_d dekret vaqti bo‘yicha yuborilayotgan bo‘lsa, u_d soat tuzatmasini bevosita n soat poyasidagi dekret vaqtidan topa olamiz, ya’ni,

u_d = T_d - T_s, (8)
u holda, bor yo‘g‘i ushbu moment uchun grinvich vaqtini topishimiz yetarli:
T₀ = T_d – (n + 1^h) (9)
va (1), (5) – (7) formulalardan, talab qilinqyotgan soat tuzatmasi hisoblanadi.

Astronomik kalendar – haryillikning, Quyosh efemeridida berib boriladigan, o‘rtacha grinvich yarim tunidagi s₀ yulduz vaqtining qiymatidan foydalanib, T₀ moment uchun, S₀ grinvich yulduz vaqtini hisoblash va S₀ yulduz vaqtiga to‘g‘ri keluvchi hamda S mahalliy yulduz vaqtiga to‘g‘ri keluvchi soat tuzatmalarini aniqlash mumkin.

u_s0=S₀ – S_s, (10)
u_s=S – S_s, (11)

yoki

u_s= u_s0 + , (12)
bu yerda S_s– T₀ momentdagi yulduz soatining ko‘rsatishi.

Amalda, doimo (5) va (12) formulalardan foydalanib, mahalliy, o‘rtacha va yulduz vaqtlari momentlari bo‘yicha joyning  geografik uzunlamasini aniqlash masalasini hal qilishga to‘g‘ri keladi, ya’ni bu yerda mahalliy vaqtning soat tuzatmasini aniqlashni talab qilishga bog‘liq emas.

Bu tuzatmalar turli usullar bilan topilishi mumkin. Ulardan biri 0^m ,1 aniqlik beruvchi, tekshirilayotgan soat bo‘yicha yuqori kulminatsiyadagi Quyoshning T_s momentini aniqlashdan iborat. Shunday qilib haqiqiy Quyosh vaqti T_=12^h00^m bo‘ladi, u holda  vaqt tenlamasini bilgan holda, o‘rtacha vaqt uchun quyidagilarga ega bo‘lamiz.
T_m = T_+ =12^h00^m + ,

bu yerdan soat tuzatmasi

u_m =12^h00^m +  - T_s. (13)
bo‘ladi.

Yuqorida ko‘rib chiqilgan bu metod, osmon meridianining aniq holatini bilishni talab qiladi.

u_S – yulduz soatining tuzatmasini, uning S_s ko‘rsatishiga moslab, yulduz yuqori kulminatsiyada bo‘lsa, to‘g‘ri chiqishi  ma’lum bo‘lgan yulduz uchun bevosita aniqlash mumkin. Shunda, bu paytda yulduz vaqti
S=,

u holda

u_S = - S_s, (14)
bo‘ladi. Bu yerda  soat tuzatmasining qiymatini, Quyoshni kuzatishdagiga qaraganda yuqori aniqlik bilan hisoblash mumkin.

Soat tuzatmasi doimiy qolmaydi, o‘zgarib turadi, shunig uchun uni vaqti-vaqti bilan to‘g‘irlab turishga to‘g‘ri keladi. Soat tuzatmasining sutka va soat mobaynidagi o‘zgarishi mos ravishda soatning sutkalik (_с) va soatlik yurishi (_s) deb ataladi:

_c = u₂ – u₁ (15)

va

_s = (16)

bu yerda u₂ va u₁ lar, bir sutkadagi T₂ va T₁ vaqt daqiqalari uchun aniqlangan soat tuzatmalari.

Musbat yurishda soat asta-sekin qola boshlaydi, ya’ni uning tuzatmasi o‘sib boradi, manfiy yurishida esa – soat oldinga ketib qoladi. Har qanday vaqt daqiqasi T uchun T₂ - T₁ berk intervalda, soat tuzatmasi

u = u₁ + _s  (T_s - T_s1), (17)
bo‘ladi. Bu yerda T_s va T_s1 – T va T₁ intervallar uchun soat ko‘rsatishi, T_s - T_s1 farq esa soat va uning ulushlarida ifodalanadi.

(17) formula bo‘yicha soat tuzatmasini hisoblash, sutkaning istalgan momenti uchun T_s soat ko‘rsatishi paytida aniq vaqt T ni aniqlashni talab qiladi. Agar, bordi-yu soat yurishi juda kichik va sutka davomida soat tuzatmasi olingan sanoq sistemasidagi aniqlik orasida bo‘lsa, u holda bu sutka uchun bitta soat tuzatmasidan foydalanisa ham bo‘ladi.

Amaliy astronomiyaning asosiy vazifalaridan yana biri, geografik koordinatalarni aniqlashdir. Geografik uzunlama , har doim ikki joy (punkt)ning o‘rtacha yoki yulduz vaqtlari farqi bo‘yicha (bir va o‘sha fizik moment) hisoblanadi, ulardan birining uzunlamasi aniq bo‘lishi kerak. Geografik kenglama  - esa og‘ishi  ma’lum bo‘lgan yulduzning yuqori kulminatsiya momentidagi zenit masofasi z o‘zgarishi bo‘yicha aniqlanadi. Aniqlik talab qilingan chegarada bo‘lishi kerak, refraktsiyani hisobga olish ham, olmaslik ham mumkin.