Звездное время.

При старте управляющей программы запоминается московское время старта программы $М_{0}$. Оно переводится в среднее звездное время $S_{L0}$ по формуле:

$$S_{L0} = S_{G0} + (M_{0} - 3^{h})\times (1+ \mu) + \lambda$$ (1)

где:

• $S_{L0}$ - среднее звездное время;
• $S_{G0}$ - звездное среднее время в гринвичскую полночь;
• $M_{0}$ - московское время;
• $\lambda$ - долгота места наблюдения;
• $\mu$ = 0,0027379093.

Примечание: в текущей версии программы стартовое звездное время $S_{L0}$ рассчитывается при помощи программы bta_sidrl_time (разработанной на основе библиотеки SOFA). Если эта программа почему-то не обнаруживается, то используется программа О.Верходанова epoch.

Текущее звездное время считается по формуле:

$$S = S_{L0} + (M - M_{0}+DUT1)(1 + \mu)+ \Delta t_{EE}$$ (2)

где:
M - текущее московское время;
$\Delta t_{EE}$ - поправка звездного времени (equation of the equinoxes -- уравнение равноденствий)

$\Delta t_{EE}$ рассчитывается с помощью периодического (1 раз в час) запуска программы bta_sidrl_time. Если ее нет, то расчет производится по внутренней приблизительной формуле.

Если М и $М_0$ это уже UT-1, то DUT1 равна нулю. Если же М и $М_0$ синхронизованы с UTC, то DUT1 равна настоящей поправке.