2.6. Приближенные способы астрономических определений

ностью до 1m и широту до 1'. Значения зенитного расстояния, которое требуется в приближенной формуле, можно выбирать из эфемерид Полярной.

Для получения приближенного азимута выполняют наблюдения двух-трех приемов с перестановкой горизонтального круга через 600. Прием состоит из двух полуприемов. В каждом из полуприемов выполняется наведение на земной предмет и два наведения вертикальной нитью на Полярную, с фиксацией отсчетов по часам.

2.6.2.Приближенные определения широты по наблюдениям Полярной

Воснову способа определения широты по наблюдению Полярной положена первая теорема сферической астрономии: высота полюса Мира над горизонтом равна широте места наблюдения. Поскольку Полярная является ближайшей

кполюсу Мира (полярное расстояние =900- <10), то в первом приближении, с точностью до градуса, широта равна высоте Полярной:

h = 900-Z.

Высота Полярной h или зенитное расстояние Z измеряются теодолитом.

Во втором приближении, для вычисления широты в измеренную высоту Полярной вводится поправка (см. рис.2.11):

h – x = h – cos t.

Данная формула позволяет определять широту с точностью 1'.

Наконец, в результате строгого решения параллактического треугольника, можно прийти к следующей группе формул для вычисления широты:

tgx = cos t ctg , sin( +x) = cosZcosx/sin ,

= ( +x) – x.

Чтобы вычислить широту, следует измерить высоту h или зенитное расстояние Z Полярной, сопровождая измерения отсчетами по часам Tн. В измеренное зенитное расстояние/высоту вводится поправка за рефракцию. Поправка часов u определяется по приему радиосигналов точного времени. Координаты Полярной ( ) выбираются из таблицы "Видимые места близполюсных звезд" Астрономического ежегодника. Часовой угол t вычисляется как

t = Tн + u – .

Широту пункта получают как среднее из трех приемов. В полуприеме Полярную наблюдают два раза подряд, каждый раз наводя горизонтальной нитью и фиксируя отсчеты по часам.

2.6.3. Приближенные определения долготы и азимута по измеренным зенитным расстояниям Солнца

В основу определения долготы по наблюдениям Солнца положена вторая теорема сферической астрономии: разность местных времен равна разности долгот, или

= m – UT,

где Всемирное время UT есть

UT = Dn – (n+k) = Тн + u – (n+k),

а среднее солнечное время определяется по часовому углу истинного Солнца, как

m = t – E,

где Е – уравнение времени.

Азимут направления на земной предмет по наблюдениям Солнца вычисляется по обычной формуле

азп = А + Q,

где Q – измеренный горизонтальный угол.

Часовой угол t и азимут Солнца А могут быть вычислены из решения параллактического треугольника, в котором известны широта и склонение

Солнца , а также зенитное расстояние Z :

cos t = (cosZ – sin sin )/cos cos = K,

cosA = (sin cosZ – sin )/cos sinZ = L.

Значение кругового угла или определяется в зависимости от положения светила относительно меридиана. Если Солнце наблюдается к западу от меридиана (вечерние наблюдения), то

t = arccos (K), A = arccos (L),

а если Солнце – к востоку от меридиана, то

t = 3600 – arccos (K), A = 3600 – arccos (L).

Уравнение времени Е и склонение Солнца интерполируются из Астрономического ежегодника на средний момент наблюдения в приеме по формулам с часовыми изменениями:

= 0 + v (UT)h, E = E0 + vE(UT)h,

где 0, E0 – табличные значения координат на дату наблюдения, v , vE – их часовые изменения.

Согласно выгоднейшим условиям определения долготы по измеренным зе-

нитным расстояниям, Солнце необходимо наблюдать вблизи первого вертикала – то есть, после восхода и перед заходом. Рекомендуется прекращать наблюдения Солнца за 1.5 часа до его кульминации (полудня), и возобновлять наблюдения спустя минимум 1.5 часа после кульминации. Из-за трудно учитываемого влияния рефракции на измерения вблизи горизонта, высота Солнца не должна быть меньше 100. При наблюдениях Солнца на окуляр надевают плотный стеклянный светофильтр.

В рассматриваемом способе определения долготы и азимута измеряется зенитное расстояние Солнца Z и горизонтальный угол Q между направлениями на Солнце и земной предмет. Наблюдения Солнца сопровождаются отсчетами по часам Тн в системе декретного времени Dn. Поправка часов u определяется из приема радиосигналов точного времени. В измеренное зенитное расстояние Солнца Z вводятся поправки за рефракцию и суточный параллакс:

+ – PsinZ = Z + 60.2 tgZ – 8,8 sinZ .

Азимут и долготу получают как среднее из трех приемов. Наведение на центр диска Солнца получают как среднее из двух наведений на края (см. рис.2.7.). В момент касания краев берут отсчеты по часам.

2.6.4. Приближенные определения широты по измеренным зенитным расстояниям Солнца

Согласно выгоднейшим условиям определения широты по измеренным зенитным расстояниям, Солнце необходимо наблюдать вблизи меридиана и желательно так, чтобы часть наблюдений была сделана до прохождения Солнцем меридиана, а часть - после. Для определения широты достаточно измерить зенитное расстояние Солнца, сопровождая измерения отсчетами по часам. В каждом полуприеме выполняются по два наведения на нижний и верхний края дис-

ка Солнца (см. рис. 2.8.). Для вычисления широты вводятся вспомогательные 2 величины M и K, вычисляемые по сле-

дующим формулам: