ГКИНП-01-153-81 РУКОВОДСТВО ПО АСТРОНОМИЧЕСКИМ ОПРЕДЕЛЕНИЯМ - часть 29

концам  пузырька  уровня  (для  наблюдателя,  обращенного  лицом  к  звезде).  Наводящим 
винтом трубы устанавливают изображение звезды вблизи горизонтальной нити, в удалении 
от  нее  по  высоте  на 0,3 - 0,5 оборота,  всегда  с  одной  и  той  же  стороны  (например,  между 
горизонтальной  нитью  и  шкалой  оборотов).  Когда  звезда  в  своем  движении  достигнет 
подвижной  нити,  дают  команду  помощнику  на  включение  регистрирующего  устройства  и, 
вращая  ручки  привода  микрометра,  удерживают  нить  на  изображении  звезды  до  тех  пор, 
пока  не  будет  зафиксировано  десять  центральных  контактов  микрометра.  Закончив 
наблюдение звезды, вторично берут отсчеты по шкале пузырькового уровня. Запись ведут в 
журнале (табл. 6.14). 

3.  Не  сдвигая  верхнюю  часть  теодолита  по  азимуту,  осторожно  переводят  трубу  через 

зенит и закрепляют ее на зенитном расстоянии южной звезды пары. 

4. Выполняют операции, перечисленные в пункте 2, наблюдая южную звезду. 
5.  Переводят  трубу  через  зенит  и  снова  закрепляют  ее  на  зенитном  расстоянии  южной 

звезды  пары.  Верхнюю  часть  теодолита  поворачивают  и  устанавливают  на  отсчет  M

S

  по 

горизонтальному кругу. 

6. Выполняют операции, перечисленные в п. 2 и 3, наблюдая южную и северную звезды 

пары. Закончив наблюдения, готовят теодолит к наблюдениям следующей пары. 

В  процессе  наблюдений  помощник  записывает  в  журнал  отсчеты  по  уровню,  а  в 

камеральных  условиях  расшифровывает  ленту  и  выписывает  моменты  регистрации  звезд  в 
каждом полуприеме, симметрично расположенные и одноименные для обеих звезд пары. 

Т а б л и ц а  6.14 

Журнал наблюдений 

Теодолит АУ 2/10 τ = 0,118

s

 ∆T

мш

 = +0,070

s

 

Пара № 5 

Дата 27/28 мая 1980 г. 

Звезда 28N

 

Звезда 323S

 

 

 

 

 

Уровень

 

Уровень

 

 

 

КЛ

 

КП

 

КП

 

КЛ

 

 

 

26,5 - 10,3

 

9,6 - 26,0

 

11,1 - 27,4

 

26,9 - 10,6

 

 

 

26,4 - 10,4

 

9,6 - 26,0

 

11,2 - 27,4

 

26,9 - 10,6

 

(Л + П)

ср

 

36,80

 

35,60

 

38,55

 

37,50

 

b

N

 = -1,20

 

b

S

 = +1,05

 

∆T

bN

 = -0,024

s

 

∆T

bS

 = +0,038

s

 

  

T

л

 

T

п

 

T

N

 

T

п

 

T

л

 

T

S

 

13

h

19

m

39,34

s

 

13

h

27

m

06,08

s

 

13

h

23

m

22,71

s

 

13

h

21

m

45,00

s

 

13

h

24

m

16,00

s

 

13

h

23

m

00,50

s

 

41,79

 

03,88

 

84

 

46,05

 

14,96

 

50

 

44,10

 

27 01,43

 

76

 

47,15

 

13,76

 

46

 

46,53

 

58,92

 

72

 

48,38

 

12,67

 

52

 

48,89

 

56,54

 

72

 

49,57

 

11,51

 

54

 

51,43

 

54,24

 

84

 

50,77

 

10,28

 

52

 

53,79

 

51,72

 

76

 

51,92

 

09,15

 

54

 

56,04

 

49,35

 

70

 

52,98

 

07,99

 

48

 

58,59

 

46,89

 

74

 

54,16

 

06,84

 

50

 

13 20 00,82

 

26 44,67

 

74

 

55,42

 

05,68

 

55

 

13 19 50,132

 

13 26 55,372

 

13 23 22,753

 

13 21 50,140

 

13 24 10,884

 

13 23 00,512

 

T

л

 - T

п

 = -425

s

 

D = 18,1

 

T

л

 - T

п

 = 140

s

 

D = 1,96

 

При  обработке  результатов  в  журнале  вычисляют  показания  жидкостного  уровня  по 

каждой паре отсчетов b'

0

 = (Л + П)'

0

, b"

0

 = (Л + П)"

0

, 

0

b' = 

0

(Л + П)', 

0

b" = 

0

(Л + П)". Находят 

средние показания уровня в каждом полуприеме наблюдений звезд b

0

 = (b'

0

 + b"

0

)/2, 

0

b = (

0

b' 

+ 

0

b")/2, а затем и значение наклона для каждой звезды b = (

0

b - b

0

)/2. 

Для каждой звезды вычисляют величину 

 

Находят средние моменты наблюдений звезд в полуприемах T

КЛ (КП)

, а затем и в приемах 

T

N, S

 = (T

КЛ

 + T

КП

)/2. 

Вычисляют аргументы D

N

,

 S

 поправок за ускорение движения звезд по азимуту: 

 

Числитель этой формулы должен быть выражен в секундах времени. 
Переносят  в  вычислительную  ведомость  средние  моменты  наблюдений  звезд  T

N

  и  T

S

, 

поправку хронометра u на момент T

N

, вычисленную в порядке, указанном в 2.3. 

Из  АЕ, FK4 или  КГЗ  выбирают  видимые  координаты  звезд  α  и  δ.  Прямые  восхождения 

звезд должны быть исправлены поправками за короткопериодическую нутацию. 

По формуле 

Σ

1

 = (∆T

МШ

 - 0,021

s

cosφcosa

*

 + δ

i

)secδ 

вычисляют  поправку  за  мертвый  ход,  ширину  контактов  микрометра  (см. 11.14, 11.15), 
суточную  аберрацию  и  наклон  горизонтальной  оси.  Значение cosa

*

  в  этой  формуле 

принимают  равным  единице,  учитывая  при  вычислениях  лишь  знак  этой  функции,  азимут 
звезд в которой a

*

 считается от точки юга. 

По  формуле  s = Т + u + Σ

1

  находят  местное  звездное  время  наблюдений  звезд,  а  по 

формуле t = s - α - часовые углы. 

Подсчитывают значение 

 

а  затем  и  азимуты 

 и 

 Окончательное  значение  последних  получают  из  выражения 

,  где 

 -  поправка  за  ускорение  движения  звезд  по 

азимуту, а 

 - за азимутальные колебания горизонтальной оси (см. 11.18). В тех случаях, 

когда  вместо  поправки 

 определялись  раздельные  поправки  за  неправильности  фигур 

цапф 

 (см. 11.20) и боковое гнутие трубы 

 (см. 11.17), азимуты звезд вычисляют по 

формуле 

 

По формуле 

 

находят  значения  азимутальной  лично-инструментальной  разности 

 для  каждой  пары 

звезд. 

Завершив  программу  весеннего  (осеннего)  определения,  вычисляют  среднее  значение 

азимутальной разности 

 

и уклонения v

i

 отдельных значений ее от среднего (табл. 6.15). Пары, в которых уклонения v

i

 

по  абсолютной  величине  больше  чем 0,1

s

secφ,  из  обработки  исключают.  Взамен  их 

производят  наблюдение  новых  пар,  после  чего  вновь  вычисляют  среднее  значение  ∆T'

a

  и 

уклонения v

i

. 

Т а б л и ц а  6.15 

Вычисление азимутальной разности. Оценка точности 

Дата

 

27/28 мая 1980 г.

 

Номер пары

 

5

 

Дата 1980 г.

 

Номер пары

 

 

v

i

 

Номер звезды

 

28N

 

323S

 

27/28

 

1

 

-0,078

s

 

+0,013

s

 

T

 

13

h

23

m

22,752

s

 

13

h

23

m

00,512

s

 

мая

 

2

 

-22

 

-43

 

u

 

-0,350

 

-0,350

 

 

 

3

 

+12

 

-77

 

Σ

1

 

+0,099

 

+0,096

 

 

 

4

 

-67

 

+8

 

 

 

 

 

 

 

 

 

5

 

-94

 

+29

 

s

 

13 23 22,501

 

13 23 00,258

 

 

 

6

 

+21

 

-86

 

α

 

-1 09 52,350

 

-13 16 36,966

 

 

 

7

 

-34

 

-31

 

t

 

12 13 30,151

 

0 06 23,292

 

 

 

 

 

 

 

 

 

δ

 

55°02'24,50"

 

5°34'27,11"

 

5/6

 

38

 

-91

 

+26

 

φ

 

55°45'39,00"

 

июня

 

39

 

-87

 

+22

 

 

 

 

 

 

 

 

 

40

 

-25

 

-40

 

sinφ

 

0,8266961

 

 

 

41

 

+8

 

-73

 

cost

 

-0,9982652

 

0,9996116

 

 

 

42

 

-76

 

+11

 

I = sinφcost

 

-0,8252618

 

0,8263749

 

∆T' = -0,065

s

, [vv] 0,1476

 

cosφ

 

0,5626486

 

µ = ± 0,060

s

 µ

доп

 = ± 0,116

 

tgδ

 

1,4302791

 

0,0975961

 

 m

доп

 = ± 0,018

s

 

II = cosφtgδ

 

0,8047441

 

0,0549122

 

∆T'

a

 -0,094

s

 

sint

 

-0,0588812

 

0,0278701

 

∆T

UT1

 -0,012

 

I - II

 

-1,6300059

 

0,7714627

 

∆T

p

 +0,018

 

 

0,0361232

 

0,0361263

 

∆T

1

 = -0,059

s

 ± 0,009

s

 

 

182°04’07,60”

 

2°04’08,17”

 

 

-0,22

 

-0,10

 

 

+0,15

 

+0,23

 

 

182 04 07,63

 

2 04 08,70

 

 

-0,93”

 

v

S

 - v

N

 

9,9

 

 

 

 

 

 

Находят среднюю квадратическую погрешность единицы веса 

 

где n - число пар, входящих в программу. Она не должна превышать µ ≤ = ± 0,065

s

secφ. 

Вычисляют  среднюю  квадратическую  погрешность 

 определения  азимутальной 

разности по всему материалу наблюдений 

 

Она (4.5) не должна быть больше 

. После получения бюллетеней серии Е 

«Всемирное время» значение ∆T'

a

 исправляют поправкой ∆T

UT

 за разность шкал всемирного 

и  координированного  времени  и  поправкой  ∆T

p

  за  приведение  к  среднему  полюсу,  так  что 

.  Поправки 

 и 

 вычисляются  в  соответствии  с  указаниями  в 

2.3 и 8.4 соответственно. 

Окончательную поправку за азимутальную лично-инструментальную разность вычисляют 

как среднее из начального и заключительного значений: 

 

Одновременно оценивают точность определения поправки ∆T

a

 

                                           (6.6) 

Поправкой ∆T

a

 исправляют средние моменты звезд в приемах, а погрешность определения 

этой поправки используют при подсчете средней квадратической погрешности определения 
азимута. 

6.5.3. Определение азимутальной лично-инструментальной разности из наблюдений 

пар звезд в меридиане 

В данном способе звезды наблюдаются раздельно, каждая при двух положениях верхней 

части  теодолита:  сначала  северная,  а  затем  южная,  или  наоборот.  Для  исключения 
систематической  части  погрешности,  вызываемой  равномерным  азимутальным  кручением 
астрономического  столба  или  теодолита  и  его  частей  в  период  наблюдений  пары, 
рекомендуется чередовать порядок наблюдений звезд в парах (N - S, S - N и т.д.). 

Подготовку к наблюдениям начинают с составления эфемерид, вычисление которых ведут 

в  следующем  порядке.  Пользуясь  расчетным  моментом  s

н

  начала  вечерних  наблюдений  и 

широтой  φ  основного  долготного  пункта,  выбирают  из  АЕ  или  КГЗ  первую  звезду, 
кульминирующую в интервале зенитных расстояний 40 - 70°, через 5 - 6 мин после момента 
s

н

. Экваториальные координаты α и δ звезды записывают в ведомость вычислений эфемерид. 

К первой звезде подбирают вторую, кульминирующую по другую сторону от зенита через 6 - 
10  мин  после  первой.  Из  таблицы AT выбирают  или  по  формуле  v

a

 = 15cosδcosecZ

*

 

вычисляют  скорости  v

a

  движения  звезд  по  азимуту  в  минутах  дуги  за  минуту  времени. 

Округляя  скорость  движения  южной  звезды  v

s

  до  ближайшего  большего  числа,  кратного 

пяти минутам, находят угол упреждения ∆a ≈ v

s

 относительно меридиана для южной звезды 

пары.  Находят  установочный  отсчет  ∆M  подвижной  нити  микрометра  относительно  нуль-
пункта для наблюдений северной звезды пары 

 

Здесь  R - цена  оборота  винта  микрометра  в  минутах  дуги.  Вычисленное  значение 
установочного  отсчета  ∆M

N

  округляют  до  ближайшего  меньшего  числа,  кратного  целому 

числу  оборотов.  В  тех  случаях,  когда  отсчет  ∆M

N

  получается  больше  пяти  оборотов 

(наблюдается  медленная  близполюсная  звезда),  его  принимают  равным  пяти,  для 
предотвращения  возможного  ухудшения  качества  наблюдений  из-за  нахождения  звезды  на 
краю  поля  зрения  трубы.  По  формулам  сферической  астрономии  вычисляют  зенитные