4.2. Получение местных часовых углов и склонений звезд

Из основной формулы времени для местного меридиана по­лучим

t*м = tγм — а*

или

t*м = tγм + τ*

где τ*= 360° — α*

Из этой формулы видно, что для получения местного часового угла звезды необходимо предварительно получить часовой угол точки Овна tγм, ^что выполняется по в указанном выше порядке.

Эфемериды звезд τ*и δ* приводятся в разделе МАЕ, озаглавлен­ном «Видимые места звезд на ... год». На левой странице этого разде­ла помещены значения τ* по аргументам: название звезды и месяц данного года. Звезды приведены по их месту в созвездии, например а Андромеды ит. п. в порядке возрастания которое приведено в край­ней левой колонке с точностью до 1м.

Таблицы величин τ* устроены так, что градусы приводятся один раз (впервой колонке), а минуты и их десятые доли — на 1-е число каждого месяца. Интерполирование τ*на данное число производится между колонками «в уме»; впрочем часто им можно пренебрегать. На правой странице в том же порядке приведены склонения звезд по тем же номерам списка звезд, что и на левой странице, и, кроме того, по собственному названию звезды, если оно имеется. В крайней правой колонке приведены «величины» звезд, характеризующие их яркости

В начале этого раздела приводятся списки латинских и

русских названий созвездий и звезд; латинские названия нужны при работе со звездным глобусом.

Для облегчения выборки координат звезд в МАЕ дается вкладыш, на котором помещены значения τ и δ основных 50 навигационных звезд и Полярной через 10 суток. В отличие от основных таблиц, па вкладыше значения τ и δ каждой звезды помещены рядом, причем градусы приведены вверху колонки, а минуты и их десятые — в колон­ке по датам. Из этой таблицы координаты звезд (за исключением По­лярной) получаются всегда с точностью до 0',1 без интерполяции.

Следовательно, получение часового угла звезды производится вы­борками из двух разделов: ежедневных таблиц и таблиц для звезд (или вкладыша). В общем виде формула для будет:

t*м = tγт + Δtγ*Т ± λΕ/W + τ* .

4.3 Получение часовых углов и склонений Солнца

Для получения часового угла центра истинного Солнца по грин­вичскому вемени Тгр воспользуемся основной формулой времени,на­писанной для Ο+ и О. и меридиана Гринвича, т. е

Sгр = t_грo + αΟ

Sгр= t Oгр + α*

откуда

tOгр = tOгр + αΟ –αΟ

или, учитывая, что Тгр =tOгр ± 12ч, получим:

^tгрO=Т_гр^{± 12* + αΟ-αΟ (9.7)}

где аΟ — αΟ = η —уравнение времени в данный момент.

По этой формуле предвычислены значения часовых углов Солнца (tтО) на целые часы Тгр и помещены в ежедневных таблицах МАЕ. Для интерполирования часового угла на промежуточные значения Тгр

в МАЕ для всех светил (кроме звезд) применен одинаковый прием введения двух всегда положительных поправок:/-постоянной поправки, зависящей только отΔТгр и небольшой переменной в течение года поправки, зависящей от значения а светила на данный день и час. Последняя поправка получается интерполированием так называемой квазиразности Δ, приводимой в МАЕ внизу колонки часовых углов

(для Луны — рядом с tсгр Для Солнца формула получения tогр на данный момент Тгр будет иметь вид:

tогр = tогр + [ΔΤгр + (ΔαΟ -ΔαΟ^тах )/60мин * ΔТгрмин]° +

{(Δαо^мах-Δαо)/60min*ΔТгрмин]⁰

гдеΔT_гр—избыток Т_гр сверх целого часа;

ΔαΟ –ΔαΟ^мах = -0'3 — постоянная поправка, равная наибольшему из­менению уравнения времени в году (за час ΔαΟ =2',46, а

ΔαΟ^мах = 2',78);

ΔαΟ^мах - ΔαΟ = Δ — квазиразность для Солнца, величина, изменяю­щаяся от 0',0 до 0',5 (так как наименьшее Δа₀ = 2',24 в час) и всегда положительная.

Следовательно, квазиразностью Δ в МАЕ называется искусствен­ная разность часовых изменений прямых восхождений — наибольшего возможного изменения и изменения за данный час (Δα._свст).

Квазиразность можно представить и как разность изменения вели­чины часового угла ( Δt) за данный час и минимального изменения (Δtmin) для данного светила, например для Солнца Δ=Δt—14°59',7.

Второй член формулы представляет основную поправку Δ1t часового угла Солнца, равную 14°59^/,7 за час, и выбирается по.ΔТгр из второй колонки основной интерполяционной таблицы (страница отыскивается по минутам,-строка — по секундам).

Третий член Δ₂ t формулы (9.8) выбирается из средней колонки этих же таблиц по Δ и минуте Δ.Тгр.

В общем виде tгрО получается по формуле

tгрO=tγO+Δ1t+Δ2t

Местный часовой угол Солнца получится добавлением к этой

формуле долготы, т. е.

tгрO = tγ O + Δ1 t + Δ2 t ± λΕ/W

Склонение Солнца выбирается также из ежедневных таблиц и ин­терполируется по средней колонке основных таблиц, на основании сле­дующей формулы линейного интерполирования

^{ΔδΟ = Δ/60 *ΔΤ гр}

где Δ — часовое изменение склонения Солнца, приводимое с его зна­ком внизу колонки склонений.