4.4 Получение часовых углов и склонений планет

Применяя основную формулу' для меридиана Гринвича, по­лучим

tпл. гр = tγ гр — α пл

или после подстановки значения tγгр из соответствующей формулы получим

^{t пл. гр=Т}_гр^{± 12ч + αΟ-αпл (9.7)}

По этой формуле в МАЕ предвычислены t ^пл γ четырех планет для целых часов Т _гр и помещены в ежедневных таблицах МАЕ. Для ин­терполирования на промежуточные значения Т_гр применен тот же при­ем и та же формула , что и для Солнца, но записанная в виде

t плгр = tплгр + [ΔΤгр + (ΔαΟ –Δαпл^мах )/60мин * ΔТгрмин]° +

{(Δαпл^мах - Δαпл )/60min* ΔТгрмин ] ° (9,12)

где ΔαΟ –Δαпл^мах — постоянная поправка, равная 2',5—3',5 =—1',0 в.

час, так как наибольшее изменение Δαпл^мах =3',5 в час;

Δαпл^мах - Δαпл —квазиразность для планет, величина всегда поло­жительная; приведена в ежедневных таблицах внизу колонок часовых углов. Поправка в первых скобках—Δ1tпл выбирается из колонки «пла­неты» основной интерполяционной таблицы по минутам и секундам ΔTгр (часовое изменение Δ1tгр= 14° 59',0); поправка во вторых скоб­ках — Δ2tпл выбирается из средней колонки той же таблицы на ту же минуту ΔΤгр, но по аргументу Δ. Аналогично и по той же таблице интерполируется и склонение

планет . В общем виде формулу для tплгр можно написать ,

tгрпл=tγпл+Δ1t+Δ2t

или для местного меридиана

tгрпл=tγпл+Δ1t+Δ2t ± λΕ/W

..

-20"

г/)

4.5 Получение часовых углов и склонений Луны

Формулы, по которым получаются часовые углы Луны, совершен­но аналогичны формулам для Солнца и планет; отличие заключается в величинах часовых изменений прямого восхождения Луны. Так, Δα(^мах =43',5, поэтому постоянная поправка будет ΔαΟ –Δα(^мах = 2',5—43',5=—41',0 и второй член формулы для 1ч будет иметь зна­чение 14°19^/,0. Поэтому для постоянных поправок часовых углов Луны в общей интерполяционной таблице составлена отдельная колонка «Лу­на».

Квазиразности Δ = Δαс^мах - Δαс также приводятся в ежедневных таблицах, но величины их значительно больше и быстрее меняются, чем квазиразности для планет, поэтому Δ для Луны приводятся на каждый час. Интерполирование квазиразности и склонения Луны производится аналогично планетам и Солнцу по средним колонкам общей таблицы.

Местный часовой угол Луны получается по формуле:

tcм = t_γ^c+Δt1+Δt2 ±λE/W

4.6 Опреление времени кульминации светил

В практической работе штурману приходится определять время, когда происходит то или иное астрономическое явление, на­пример время кульминации светила, восхода и захода светила, прихода его на первый вертикал и т. п. Все эти задачи представляют частные случаи одной общей задачи — определения времени прихода светила на заданный часовой угол. В принципе эта задача решается так: из парал­лактического треугольника определяется местный часовой угол светила для заданного его положения; этот часовой угол переводится на гринвичский меридиан и поt_гр из МАЕ обратным входом вы­бирается среднее (гринвичское) время Tгр, которое переводится затем номером пояса в Т_с.

Однако для наиболее важных случаев — кульминаций, восхода и захода Солнца и Луны в МАЕ приводятся готовые решения этой задачи для меридиана Гринвича. Так, время кульми­нации на меридиане Гринвича Солнца, Луны, точки Овна и четырех планет, а также время восхода и захода Солнца с точностью до 1м и Луны с точностью до 0ч,1 приводится в ежедневных таблицах МАЕ.