ГКИНП-01-153-81 РУКОВОДСТВО ПО АСТРОНОМИЧЕСКИМ ОПРЕДЕЛЕНИЯМ - часть 5

2. МЛ 350°02'10".                               МО = МП 

МП 9°01'56"                                    МД = МЛ 

                                                      МО < МД 

Формула (2.33) 

 

3. МЛ 350°01'4"                                  МО = МЛ 

МП 290°01'6"                                  МД = МП 

                                          МО > МД Формула (2.34) 

MZ = (350°01'4" + 290°01'6")/2 = 320°01'5". 

2.7.2. Вычисление зенитного расстояния 

2.7.2.1. При известном месте зенита 

Z = MO - MZ;                                                      (2.35) 

Z = MZ - МД.                                                      (2.36) 

Следовательно, для Т4, ДКМЗ-А, АУ 2/10 

Z = МЛ - MZ,                                                      (2.37) 

Z = MZ - МП.                                                      (2.38) 

Зенитное  расстояние  всегда  положительная  величина,  лежащая  в  пределах  от 0 до 180°. 

Поэтому при получении отрицательного значения необходимо прибавить 360°. 

П р и м е р . 
Т4                   MZ = 359°59'50" МЛ = 15°4'20". 
Формула (2.37) Z = 15°4'20" - 359°59'50" + 360° = 15°4'30". 
2.7.2.2.  Место  зенита  неизвестно.  Сделаны  отсчеты  по  вертикальному  кругу  при  двух 

положениях 

Z = МО/2 - МД/2 + 180°,                                             (2.39) 

180° прибавляется, если Z получается отрицательным. 

Формула действует при любом MZ. 
Следовательно, 
для Т4, ДКМ3-А и АУ 2/10 

Z = МЛ/2 - МП/2 + 180°;                                             (2.40) 

П р и м е р . 
Формула (2.40). 
Т4            МЛ = 180°; 
                МП = 60°; 

 

2.8. ФОРМУЛЫ К СОСТАВЛЕНИЮ ЭФЕМЕРИД ЗВЕЗД ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЙ 

ВБЛИЗИ МЕРИДИАНА.

 

ОБОБЩЕНИЕ НАЗВАНИЙ ЗВЕЗД ПО ИХ ПОЛОЖЕНИЯМ ОТНОСИТЕЛЬНО 

ПЕРВОГО ВЕРТИКАЛА 

1. Формулы приведены в табл. 2.7 

Т а б л и ц а  2.7 

Южная звезда

 

Северная звезда

 

вблизи верхней 

кульминации

 

вблизи нижней 

кульминации

 

вблизи верхней 

кульминации

 

вблизи нижней 

кульминации

 

Для северного полушария Земли (φ > 0)

 

s = α ± ∆s

 

 

 

s = α ± ∆s

 

s = α ± 12

h

 ± ∆s

 

Z = φ - δ + ∆Z

 

 

 

Z = δ - φ + ∆Z

 

Z = 180° - (φ + δ) - ∆Z

 

a = ± ∆a

 

 

 

a = 180° ± ∆a

 

a = 180° ± ∆a

 

Для южного полушария Земли (φ < 0, Антарктида)

 

s = α ± ∆s

 

s = α ± 12

h

 ± ∆s

 

s = α ± ∆s

 

 

 

Z = φ - δ + ∆Z

 

Z = 180° + (φ + δ) - ∆Z

 

Z = δ - φ + ∆Z

 

 

 

a = ± ∆a

 

a = ± a

 

a = 180° ± ∆a

 

 

 

П р и м е ч а н и я . 1. При вычислении Z числовые значения широты φ пункта и склонения δ звезды берутся с 

их знаками.

 

2. Приращения ∆s, ∆Z, ∆а берутся по абсолютной величине; из двух знаков перед ∆s и ∆а верхний относится 

к положению звезды до кульминации, нижний - после кульминации.

 

3. При ∆s = ∆Z = ∆а = 0 получаются s, Z, а для положений звезд в кульминациях.

 

Приращения азимута ∆a и зенитного расстояния ∆Z (в минутах дуги) за интервал времени 

∆s

m

 = (s' - s) (в минутах) между моментом s', на который определяются координаты звезды, и 

моментом s кульминации определяются по формулам: 

                                                    (2.41) 

∆Z = 2,18 · 10

-3

cosφ · ∆a

(1)

∆s

(m)

                                         (2.42) 

или 

∆Z = 0,131cosφ · ∆a

(0)

∆s

(m)

,                                            (2.43) 

где v

a

 = 15cosδcosecZ, ∆a

(0)

 - приращение азимута, выраженное в градусах. 

Например, на пункте, широта которого φ = +70°00', получим для звезды № 278 (α = 23

h

2

m

, 

δ = 61°52', эпоха 1979,0) на момент нижней кульминации 

s = α ± 12

h

 = 23

h

02

m

 - 12

h

 = 11

h

02

m

, 

Z = 180° - (φ + δ) = 180° - (70°00' + 61°52') = 48°08', 

a = 180°. 
Приращения за интервал времени ∆s = 10

m

: 

∆a = v

a

∆s

(m)

 = 9,51 · 10 = 95,1' = 1°35' = 1,6°, 

где v

a

 = 15cosδcosecZ = 15 · 0,472 · 1,343 = 9,51'; 

∆Z = 0,131 · cosφ∆a

(0)

∆s

(m)

 = 0,131 · 0,342 · 1,6 · 10 = 0,7' ≈ 1'. 

Координаты звезды: 
на момент s' = s - ∆s = 11

h

02

m

 - 10

m

 = 10

h

52

m

 (до кульминации) 

Z' = Z - ∆Z = 48°08' - 1' = 48°07', 

a' = 180° - 1°35' = 178°25'; 

на момент s" = s + 10

m

 = 11

h

02

m

 + 10

m

 = 11

h

12

m

 (после кульминации) 

Z" = Z - ∆Z = 48°08' - 1' = 48°07' (Z" = Z'), 

a = 180° + ∆a = 180° + 1°35' = 181°35'. 

2.  С  целью  обобщения  названий  звезд  по  их  положению  в  какой-либо  момент 

относительно  первого  вертикала  для  пунктов,  расположенных  в  разных  полушариях  Земли 
(северном,  южном),  будем  звезды,  находящиеся  на  стороне  верхней  точки  экватора, 
именовать  «экваториальными»,  а  находящиеся  на  стороне  полюса  мира  (который  над 
горизонтом) - «полюсными».  На  этом  основании  в  формулах  при  необходимости  все 
обозначения, относящиеся к экваториальной звезде, отмечаются индексом Q, относящиеся к 
полюсной - индексом P. Например, прямые восхождения α

Q

, α

P

, склонения δ

Q

, δ

P

 и др. 

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДОЛГОТЫ

 

3.1. ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ

 

В  отечественной  геодезической  астрономии  принято  считать  долготы  пунктов, 

расположенных  к  востоку  от  начального  (гринвичского)  меридиана,  положительными,  а  к 
западу - отрицательными. Поэтому долгота пункта может быть представлена в виде разности 
одноименных времен, отнесенных к одному физическому моменту, 

λ = s - S,                                                            (3.1) 

где s - местное время на определяемом пункте, находится из звездных наблюдений тем или 
иным способом; S - гринвичское время получают из приема радиосигналов. 

В настоящем руководстве принят дифференциальный метод вычисления долготы пункта. 

При  этом  вычисляется  не  долгота,  а  поправка  ∆λ

y

  к  приближенной  долготе  λ

0

.  Таким 

образом, 

λ = λ

0

 + ∆λ

y

,                                                          (3.2) 

где ∆λ

y

 - поправка, вычисляемая в зависимости от способа определения местного времени по 

формулам, приведенным в соответствующих разделах. 

Независимо  от  способа  определения  местного  времени  звездным  наблюдениям  должен 

предшествовать прием радиосигналов времени; после серии наблюдений звезд должен быть 
снова произведен прием радиосигналов, после чего наблюдения могут быть продолжены. 

Таким  образом,  имеем  следующую  программу: 1) прием  радиосигналов  времени, 2) 

наблюдения звезд, 3) прием радиосигналов, 4) наблюдения звезд, 5) прием радиосигналов и 
т.д. 

Прием  радиосигналов  по  пункту 3 является  общим  при  обработке  результатов 

наблюдений по пункту 2 и пункту 4. 

Число  пар  звезд  в  интервале  между  радиосигналами  не  лимитируется,  но  желательно, 

чтобы  пары  располагались  равномерно  по  времени.  По  каждой  отдельной  паре  с 
использованием двух смежных приемов радиосигналов вычисляется долгота. 

Интервал  между  приемами  радиосигналов  для  механического  хронометра  не  должен 

превышать 2 ч. 

Для  кварцевого  хронометра  допускается  прием  сигналов  производить  только  два  раза  в 

вечер - до и после наблюдений. 

Разрешается  принимать  радиосигналы  времени  только  тех  радиостанций  как  советских, 

так и зарубежных, моменты которых публикуются в бюллетенях «Всемирное время», серия 
E [5]. При работе вне территории Советского Союза разрешается принимать радиосигналы, 
подаваемые теми зарубежными радиостанциями, данные о времени подачи которых даны в 
циркулярах Международного бюро времени [27]. 

Желательно  принимать  радиосигналы,  передаваемые  на  длинных  волнах.  Для  удобства 

полевых  вычислений  следует  использовать  радиосигналы  со  специальным  кодом,  дающим 
информацию о разности всемирного и координированного времени [25]. 

Полное  определение  долготы  пункта  с  визуальной  регистрацией  звезд  состоит  из 

наблюдений  на  определяемом  пункте  и  на  основном.  Основным  долготным  пунктом 
называется  такой  пункт,  долгота  которого  официально  утверждена.  Сведения  об  основных 
пунктах помещены в 3.2. 

Наблюдения  на  основном  пункте  позволяют  найти  долготную  лично-инструментальную 

(или просто личную) разность астронома (ЛИР). 

Лично-инструментальная разность вычисляется по формуле 

ЛИР = λ

осн

 - λ,                                                   (3.2, а) 

где  λ

осн

 - официальная  долгота  основного  пункта;  λ - долгота,  полученная  из  наблюдений 

астронома на основном пункте. 

Лично-инструментальную  разность  астроном  определяет  дважды:  в  начале  полевого 

сезона  и  в  конце  его.  За  окончательное  значение  принимается  среднее  из  начального  и 
заключительного определений 

ЛИР = (ЛИР

1

 + ЛИР

2

)/2.                                               (3.3) 

Лично-инструментальную  разность  определяют  тем  же  методом,  что  и  долготу  на 

полевом  пункте,  с  применением  одних  и  тех  же  приборов.  После  определения  начальной 
личной  разности  не  разрешается  заменять  в  астрономическом  теодолите  окуляр,  объектив, 
контактный  микрометр,  ампулу  рабочего  уровня,  переставлять  секундную  стрелку 
пружинного хронометра, нежелательно менять на другой, хотя и однотипный, хронограф и 
импульсную приставку. 

Для получения окончательной долготы полевого пункта находят сумму 

λ = λ' + ЛИР.                                                        (3.4) 

Выбор  способа  определения  местного  времени  при  долготных  определениях  зависит 

прежде  всего  от  широты  пункта  (табл. 3.1). При  прочих  равных  условиях  следует  отдать 
предпочтение зенитальному методу - способу Цингера. 

Т а б л и ц а  3.1 

Зоны применения способов 

Название способа

 

Интервал широт

 

Способ Цингера (3.3)

 

От 70° ю. ш. до 70° с. ш.

 

Способ Деллена (3.4)

 

60 с. ш. - 80 с. ш.

 

85 ю. ш. - 60 ю. ш.

 

Азимутальные наблюдения пар звезд вблизи меридиана (3.5)

 

60 с. ш. - 85 с. ш.

 

85 ю. ш. - 60 ю. ш.

 

Совместное  определение  долготы  и  широты  по  азимутальным 
наблюдениям пар звезд на одинаковых высотах (5)

 

60 с. ш. - 85 с. ш.

 

Для  получения  каждой  лично-инструментальной  разности  на  основных  долготных 

пунктах наблюдают не менее четырех вечеров, на протяжении которых определяют местное 
время из следующего объема измерений. 

Способ                                      Пар звезд (не менее) 

                                              3,3                                                            50 
                                              3,4                                                            40 
                                              3,5                                                              9 
                                              5                                                               72 
На полевом пункте наблюдают не менее трех вечеров, регистрируя следующее число пар 

звезд.