За меридиональную высоту Солнца H® обычно принимают наибольшую из измеренных высот Hl , и широту f рассчитывают по формуле
fl =(90° — Hl) + d.
Вследствие изменения склонения наблюдаемого светила и широты места при движении судна светило в момент наибольшей высоты находится вне меридиана наблюдателя, и поэтому рассчитанную широту требуется исправить поправкойDf= ((D — y)/21.7)2 (tgf1+ tgd)
где D — часовое изменение склонения d® в минутах дуги выбирается из МАЕ, причем D положительно, если светило приближается к повышенному полюсу, и отрицательно, если удаляется от него;
y — часовое изменение широты в минутах (y=VcosПУ), y; положительно, если РШ одноименна с широтой, и отрицательно, если РШ разноименна с широтой (y можно выбрать из табл. 24 МТ—75 как РШ за плавание данным курсом в течение часа)
ОпределивD и f, находят их разность.
Затем из таблицы 6-а МТ—75 выбирают tgf1, tgd и определяют их разность.
Из табл. 19 МТ—75 по найденным разностям D — y и tgf — tgd выбирают значение Df.
Окончательно
f0 =f1 — Df.
Наибольшая высота наблюдается до кульминации, если Солнце позади траверза судна, и после кульминации, если Солнце впереди траверза. Поскольку опережение (отставание) может превышать 20 мин, это надо учитывать при выходе на наблюдения.
В широтах до 50°, если изменение широты за 1 ч не превышает 12′, можно принимать f1 за f0.
