I. Определение времени кульминации Луны, Солнца и планет

Эта задача решается для Луны, Солнца и планет совершенно ана­логично, поэтому достаточно рассмотреть ее для одного светила, поло­жим, Луны, для которой явление протекает более сложно и, кроме то­го, имеет важное значение в вопросах навигации.

Как уже упоминалось, в МАЕ приводятся кульминации светил на меридиане Гринвича; для Луны приведено как время верхней (в) так и нижней (н) кульминации; для планет и Солнца — только верхней.

Вследствие собственного движения Солнца, планет и особенно Лу­ны время кульминации их на Гринвиче будет изменяться. Для Луны время кульминации возрастает от 41^м до 65^м—в среднем около 50* в сутки (или 2^м на каждые 15° долготы, . Поэтому для наблю­дателей, расположенных в других долготах, время кульминации будет иным: для наблюдателей в Е-х долготах Луна кульминирует раньше, чем на Гринвиче; для наблюдателей в 'W-х долготах — позже. По­этому для E -х долгот следует интерполировать с предыдущей датой; для W-х, наоборот,— с последующей датой. Для перехода от времени кульминации на Гринвиче к времени кульмина­ции Т_м на данном меридиане следует ввести поправку ΔΤλ, вычисляе­мую по пропорции:

ΔΤλ = ΔΤ/360 * λ .

где ΔΤ— образованная по МАЕ разность времени кульминации в дан­ную дату с временем предыдущей, если λΕ, ^и последующей кульминации, если λW, взятая с ее знаком.

Вместо вычисления пропорции (9.15) можно пользоваться специ­альной таблицей в конце MАЕ. Для Луны поправка ΔΤλ учитывается всегда, для планет ΔΤλ учитывается только при значительных долго­тах места; для Солнца ΔΤλ обычно не учитывается, так как разности ΔΤ-<1мин, т. е. считают Т_{на гр =} Т_м.

Полученное после добавления поправки ΔΤλ время будет мест­ным временем кульминации; обычным порядком «через Гринвич» полу­чаем Т_с. Вследствие того, что «лунные сутки» длиннее «средних» и со­ставляют около 24^ч50^и, в некоторые дни на меридиане Гринвича, а, возможно, и на местном меридиане кульминации Луны не произойдет. Действительно, если, скажем, 19 июля 1959 г. Луна кульминировала на Гринвиче в 23"54^м, то, прибавив 24^ч50", увидим, что в следующие сутки — 20 июля, кульминации на Гринвиче не произойдет и только 21 июля в 044^м (точнее по МАЕ — 0^ч5О") на Гринвиче произойдет сле­дующая верхняя кульминация Луны. Случаи, когда кульминации не будет, показаны в МАЕ прочерком. При этом для отыскания Т_м посту­пают следующим образом: при 0⁸'-х долготах берется последую­щая кульминация и интерполируется с предыдущей датой через сут-

ки, при \У-х долготах, наоборот, предыдущая кульминация ин­терполируется с последующей датой также через сутки. Например, для Ε-х долгот между 21.07 и 19.07, а для W — между 19.07 и 21.07.

Для планет промежуток между двумя последовательными верхни­ми кульминациями может быть и короче 24^ч, тогда в данные сутки бу­дет две верхние кульминации.

Для определения времени нижней кульминации Солнца или плане­ты, которые не приводятся в МАЕ, следует ко времени верхней куль­минации светила в данные сутки прибавить или отнять 12**

Солнце

ия Нижняя кульминация Т_с в. к. 111*45*

12

13.09

II. Определение времени верхней кульминации звезды

Эта задача может решаться точным и приближенным способами.

I) Точное решение задачи. Определение времени кульминации пред­ставляет один из частных случаев определения времени прихода свети­ла на заданный часовой угол и выполняется в следующем порядке.

В момент верхней кульминации звезды её местный часовой угол ра­вен 360° или 0°. По формуле tγм = t*м—τ* определяют tγм, причем γ*выбирают из МАЕ-по названию звезды, tγм переводят на меридиан Гринвича по формуле: tγгр =tγм ± λΕ/W . Из ежедневных таблиц МАЕ по дате обратным входом выбирают ближайшее меньшее значение tγт и по нему Тгр. По разности Δtγ из интерполяционной таблицы также об­ратным входом выбирается ΔΤ_гр с той точностью, которая требуется 1м или 1с).