ГКИНП-01-153-81 РУКОВОДСТВО ПО АСТРОНОМИЧЕСКИМ ОПРЕДЕЛЕНИЯМ - часть 13

Подбор  пар  звезд  и  составление  эфемерид  астроном  может  сделать  самостоятельно, 

используя любой точный каталог звезд, учитывая требования к парам, установленные выше. 
Но, конечно, гораздо целесообразнее использовать готовые рабочие эфемериды. 

Для  территории  Советского  Союза  такими  являются  «Рабочие  эфемериды  способа 

Талькотта для широт от +35 до +65°» [20] (будем их называть пулковскими) и эфемериды, 
составленные А.В. Теологовым [22]. Пулковские эфемериды рассчитаны на второе издание 
каталога - КГЗ-2 [10]. 

В настоящее время в  Пулково подготовлен новый каталог геодезических звезд КГЗ-3 на 

эпоху 1990,0. В него входят 4949 звезд со склонениями от +90 до -90°, величиной до 6.09. В 
нем 2402 звезды,  содержащиеся  в  каталогах  КГЗ  и  КГЗ-2,  охватывающие  диапазон 
склонений  от +90 до -10°. Нумерация  звезд  в  КГЗ-3  новая.  Для  нахождения  звезд  служит 
специальный  список,  в  который  входят  все 4949 звезд  КГЗ-3. 555 звезд  каталога  КГЗ-2 
слабее 6,1 звездной величины в новом каталоге отсутствуют. 

По  образцу  пулковских  рабочих  эфемерид [20] составлены  на  базе  КГЗ-3  рабочие 

эфемериды  способа  Талькотта  для  широт  от -90 до +35° на  эпоху 1990 г.  Описание  дано  в 
работе [14]. Такие же эфемериды в форме табуляграмм составлены для широт от +34 до +85° 
для  эпохи 1990,0. Таким  образом,  новые  рабочие  эфемериды  обеспечивают  возможность 
определений в широтах от -90 до +85°. 

В рабочих эфемеридах даны основные установочные величины, позволяющие наблюдать 

пару. Но значительно удобнее составить предварительно рабочий список пар Талькотта для 
пункта  с  тем,  чтобы  астроном  мог  производить  выбор  лучших  пар,  не  отвлекаясь  на 
вспомогательные подсчеты. 

Аналогично,  в  соответствии  с  описанием,  помещенным  в  эфемеридах  А.В.  Теологова, 

составляется список пар при работе в северных широтах (65 - 78°). 

В описании пулковских эфемерид [20] приведен метод составления рабочего списка пар. 

В табл. 4.1. дан образец рабочей эфемериды из книги для четырех пар, в табл. 4.2 - фрагмент 
рабочего списка для пункта с широтой 55°57, составленный по этим эфемеридам для тех же 
пар  для 1984 г.  В  последней  графе  списка приведена  угловая  скорость  движения  звезды  (в 
секундах  дуги  за 10

s

  времени) - величина,  необходимая  для  соблюдения  симметрии  при 

наблюдении в произвольных малых часовых углах. 

В графах T

1

 и Т

2

 приведены моменты кульминации для 1980 г. В записи минут десятичная 

запятая  не  ставится: 094

m

  означает 09,4

m

.  В  графах  ∆T

1

  и  ∆Т

2

  приведены  десятилетние 

изменения моментов T

1

 и Т

2

 (в десятых долях минуты). Стоящее в эфемеридах +2 означает 

+0,2

m

.  Зенитное  расстояние  пары  Z  со  временем  практически  не  изменяется.  Для  зенитной 

звезды оно равно 0°0'. 

Т а б л и ц а  4.1 

Пулковские эфемериды [11 (стр. 237)] φ = 55° 

Номер звезды по 

КГЗ

 

Звездная 

величина m

 

Порядок 

наблюдений

 

T

1

 

∆T

1

 

T

2

 

∆T

2

 

Z

 

φ

0

 

S

 

N

 

S

 

N

 

N

 

22

h

094

m

 

+2

m

 

22

h

130

m

+4

m

 

16°19'

 

55°56'

 

2741

 

2732

 

46

 

50

 

N

 

22 287

 

+12

 

22 398

 

+5

 

41 27

 

55 54

 

2799

 

1352

 

58

 

53

 

N

 

22 489

 

+4

 

22 489

 

+4

 

00 00

 

55 48

 

2813

 

2813

 

56

 

56

 

(стр. 244) φ = 56°

 

S

 

22 011

 

+4

 

22 108

 

+3

 

03 16

 

56 03

 

2707

 

2736

 

57

 

52

 

Т а б л и ц а  4.2 

Рабочий список 

Номер пары

 

Номер звезды по КГЗ

 

Величина, m

 

T

 

Z

 

∆Z

 

δ

 

ν

a

 за 10

s

 

Примечание

1

 

2732N

 

5,0

 

22

h

09,5

m

16°19'

0'

 

72°13'

 

46"

 

 

 

Номер пары

 

Номер звезды по КГЗ

 

Величина, m

 

T

 

Z

 

∆Z

 

δ

 

ν

a

 за 10

s

 

Примечание

 

 

2741S

 

4,6

 

13,2

 

 

 

 

 

39 35

 

116

 

 

 

2

 

1352N

 

5,3

 

22 29,2

 

41 27

 

+4

 

82 41

 

19

 

 

 

 

 

2799S

 

5,8

 

40,0

 

 

 

 

 

14 25

 

145

 

 

 

3

 

2813N

 

5,6

 

22 49,1

 

0 0

 

+16

 

55 46

 

84

 

Южная

 

 

 

2813S

 

5,6

 

49,1

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

4

 

2707S

 

5,7

 

22 01,3

 

3 16

 

-14

 

52 46

 

91

 

 

 

 

 

2736N

 

5,2

 

10,9

 

 

 

 

 

59 17

 

77

 

 

 

В  графе  φ

0

  указана  широта,  для  которой  разность  зенитных  расстояний  звезд  в  данной 

паре  равна  нулю.  В  эфемеридах  φ

0

  дано  для  эпохи 1980,0. Для  другого  года  необходимо 

ввести поправку ∆φ

0

, которая находится по формуле 

∆φ

0

 = 0,33'cosα

S

(t - 1980), 

где t - год наблюдений. Например, для 1988 г. для пары 

с α

S

 = T

2

 = 22

h

13

m

; cos22

h

13

m

 = +0,8930; ∆φ

0

 = +2,4' ≈ +2'. 

Эту величину можно найти табл. 3 (Пулковские эфемериды, стр. 6). В следующих графах 

приведены  номера  звезд  по  Каталогу  геодезических  звезд  (КГЗ  и  КГЗ-2)  и  их  блеск  (в 
Каталоге - яркость).  В  номерах  южных  звезд  перед  значащими  цифрами  могут  быть 
поставлены один, два или три нуля. Так, например, звезда № 84 печатается 0084. На эти нули 
обращать внимание не следует. Блеск дан двумя цифрами, между которыми подразумевается 
десятичная запятая. 46 означает 4,6. 

В  пулковских  эфемеридах  пары  расположены  по  градусным  интервалам  (зонам).  При 

составлении  рабочего  списка,  как  правило,  необходимо  пользоваться  одним  градусным 
интервалом. Только на краях интервалов следует использовать две градусные зоны. В 75 % 
случаев используется одна зона, в 25 % - две. 

При составлении рабочего списка надо определить пределы эфемеридных значений φ

0

' и 

φ

0

",  между  которыми  лежат  пары,  возможные  для  наблюдений  в  данном  году  в  заданном 

интервале звездного времени на широте φ. Эти пределы находят по формулам 

 

 

где  ∆Z

пр

 - предельно  допускаемая  разность  зенитных  расстояний  звезд  пары.  Для  наших 

определений  ∆Z

пр

 = 16'.  Например,  для  интервала  звездного  времени 21 - 23

h

,  φ = 55°57'  в 

1984 г. ∆φ

0

 = = +1' эти пределы будут 

φ

0

' = 55° 57' - 8' - 1' = 55°48'; 

φ

0

" = 55 57 + 8 - 1 = 56 04. 

На  основе  десятилетних  изменений  редуцируются  на  год  наблюдений  моменты 

кульминации. Для этого используют формулу 

 

Например, для второй пары из табл. 4.1 для 1984 г. 

 

T

2

 = 22

h

40,0

m

. 

Разность зенитных расстояний звезд в паре находится по формуле 

∆Z = Z

S

 - Z

N

 = 2(φ - φ

0

 - ∆φ

0

). 

Например, для второй пары из табл. 4.1 

∆Z = 2(55°57' - 55°54' - 1') = +4'. 

На  основе  этих  эфемерид  непосредственно  на  пункте  составляется  рабочий  список  пар. 

Выписка из списка приведена в табл. 4.2. В список включены: 

Из раздела «55°» пулковских эфемерид пара, в которой обе звезды наблюдаются в верхней 

кульминации (№ 1); 

пара, в которой северная звезда наблюдается в нижней кульминации (№ 2); 
пара, образуемая двумя наблюдениями зенитной звезды (№ 3) и из раздела «56°» пара, где 

обе звезды наблюдаются в верхней кульминации (№ 4). 

Номера пар в рабочем списке условны и в журнале не указываются. 
В данном вечере астроному следует выбрать между парами 1 и 4, так как одновременно 

они наблюдаться не могут. Критерием для выбора может служить ∆Z, блеск звезд и другие 
показатели. 

Для  вычисления  v

a

  необходимо  приближенно  знать  склонения  звезд,  их  находят  из  КГЗ 

(достаточно взять среднее склонение на эпоху каталога). v

a

 вычисляется по формуле 

v

a

 = 150cosδ 

и имеет размерность секунды дуги за десять секунд времени. 

От  работы  по  составлению  рабочего  списка  пар  Талькотта  астроном  может  быть 

освобожден, если будет использована программа эфемерид пар Талькотта, созданная в 1979 
г. В ГАО АН СССР. По этой программе заранее на заданный период времени (1 - 1,5 месяца) 
для  данного  астропункта  вычисляют  исходные  данные  на  все  доступные  для  наблюдений 
пары Талькотта (с заданными допусками по ∆S, ∆Z), образованные по КГЗ-3. В эфемеридах 
даются  с  необходимой  точностью  установочные  величины  при  наблюдениях  широты  и 
видимые склонения на момент кульминации середины пары. Наличие видимых склонений в 
несколько раз уменьшает время вычислений как полевых, так и камеральных, сделанных без 
ЭВМ.  В  программе  не  предусмотрено  получение  прямых  восхождений,  поэтому  без 
изменений  она  может  быть  применена  только  для  наблюдений  на  постоянных  нитях.  При 
пользовании такими эфемеридами отпадает необходимость в Каталоге геодезических звезд, а 
также в рабочих эфемеридах способа Талькотта и Астрономическом ежегоднике. Программа 
рассчитана на машину ЕС 1030. 

Фрагмент табуляграммы для пункта с широтой 39°06'20" и долготой 3

h

3

m

35

s

 для периода 1 

сентября - 10 октября 1979 г. приведен в табл. 4.3. 

Т а б л и ц а  4.3 

Эфемериды пар Талькотта 

Порядок наблюдения звезды (зенитные звезды 

индекс 2)

 

N

 

S

 

N

 

S

 

Z

 

Z

 

Номера звезд по КГЗ-3

 

1128

 

1174

 

1155

 

1181

 

1180

 

1180

 

Яркости звезд

 

6,0

 

5,2

 

5,7

 

4,9

 

4,6

 

4,6

 

Зенитное расстояние пары

 

25°7'

 

26°31'

 

0°0'

 

Разность зенитных расстояний

 

+5,5'

 

-3,5'

 

-4,0'

 

Моменты кульминации

 

5

h

35,3

m

 

5

h

40,4

m

 

5

h

47,8

m

 

 

 

5 46,6

 

5 48,4

 

5 47,8

 

Видимые склонения центра пары

 

39°

 

39°

 

39°

 

на 1 сентября 1979 г.

 

0'52,39"

 

9 48,62"

 

10'18,27"

 

» 2 

       

» 

    

1979 г.

 

0 52,41

 

9 48,65

 

10 18,28

 

» 3 

       

» 

    

1979 г.

 

0 52,46

 

9 48,69

 

10 18,30

 

Порядок наблюдения звезды (зенитные звезды 

индекс 2)

 

N

 

S

 

N

 

S

 

Z

 

Z

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

·

 

10 октября 1979 г.

 

0 53,31

 

9 49,38

 

10 18,84

 

4.3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ШИРОТЫ ПО СПОСОБУ ТАЛЬКОТТА НА ПОСТОЯННЫХ 

НИТЯХ

 

4.3.1. Методика наблюдений 

В  этом  способе  хронометр  нужен  только  для  отыскания  звезд  по  эфемеридам.  Поэтому 

удобно,  чтобы  поправка  хронометра  относительно  местного  звездного  времени  не 
превышала ± 0,5

m

.  Для  наблюдений  можно  использовать  и  наручные  часы  с  центральной 

секундной стрелкой или электронные. Часы устанавливают по местному звездному времени 
непосредственно  перед  наблюдениями.  Так  как  ход  часов  отрегулирован  по  среднему 
времени, а показание устанавливается по звездному времени, то наиболее выгодно поставить 
часы  так,  чтобы  в  середине  вечера  поправка  часов  была  минимальна.  Для  этого  в  начале 
вечера следует поправку часов сделать отрицательной, приблизительно равной -30 ÷ -40

s

. 

Напомним, что по любому сигналу точного времени (например, по шестой точке сигналов 

поверки времени) поправка часов вычисляется относительно местного звездного времени по 
формуле 

u = S

0

 + (D

M

 - 3) + (D

M

 - 3)µ + λ - X,                                     (4.1) 

где  D

M

 - московское  время  принятого  сигнала;  X - показание  часов  в  момент  поданного 

сигнала; λ - долгота пункта. 

В  связи  с  введением  с 1981 г.  постановлением  правительства  так  называемого  летнего 

времени,  т.е.  перевода  ежегодно  летом  часовой  стрелки  вперед  на  один  час,  в  период  с 1 
апреля по 30 сентября в формуле в скобках следует вместо 3

h

 поставить 4

h

. 

За  несколько  минут  до  эфемеридного  момента  устанавливают  трубу  на  зенитное 

расстояние пары, скрепляют раму талькоттовского уровня с трубой и, пользуясь отсчетным 
приспособлением горизонтального круга, устанавливают алидаду в зависимости от порядка 
наблюдения  звезд  в  паре  точно  в  северную  или  южную  часть  меридиана,  закрепляют 
закрепительный  винт  алидады,  после  чего  элевационным  винтом  уровня  устанавливают 
пузырек  близ  середины  ампулы,  предварительно  откинув  ограничительную  вилку  (для  АУ 
2/10). 

При  появлении  звезды  в  поле  зрения  подвижная  горизонтальная  нить  (для  теодолита 

ДКМ3-А  одна  из  нитей  горизонтального  биссектора)  приблизительно  совмещается  со 
звездой  для  того,  чтобы  можно  было  отсчитать  и  записать  число  целых  оборотов 
микрометра.  Следует  обращать  внимание  на  блеск  появившейся  звезды  и  сравнивать  его  с 
записанной в эфемеридах, а также на время по часам. 

Каждая звезда наблюдается на пяти постоянных, заранее выбранных вертикальных нитях. 

Нити  выбирают  симметрично  расположенные  относительно  центральной  вертикальной  с 
таким расчетом, чтобы можно было выполнить наблюдения без спешки. 

Для  этого  при  наблюдении  южных  звезд  некоторые  нити  обычно  пропускают  и 

наблюдения  проводятся  через  одну  нить.  Астроном  должен  для  себя  решить,  на  каких 
вертикальных нитях он намерен наблюдать, и записать номера этих нитей в журнал. Звезды 
на  малых  зенитных  расстояниях (< 5°) как  северные,  так  и  южные  можно  наблюдать  на 
одних и тех же нитях, так как скорость их практически одинакова. 

Когда  изображение  звезды  приблизится  к  сетке  нитей,  отсчитывают  по  талькоттовскому 

уровню.  Жидкостный  уровень  отсчитывают  сначала  по  его  левому  концу,  а  затем  по 
правому.  Наблюдение  звезды  заключается  в  наведении  подвижной  нити  (или  нити