ГКИНП-01-153-81 РУКОВОДСТВО ПО АСТРОНОМИЧЕСКИМ ОПРЕДЕЛЕНИЯМ - часть 38

Отсчет

 

8

 

t = -6°

 

Последовательность 

действий

 

Схема

 

КЛ

 

кп

 

9

 

b = 1037 гПа

 

7

 

T

 

18

h

14

m

15

s

 

18

h

17

m

52

s

 

 

 

 

15

 

u

 

-5 27 48

 

-5 27 48

 

1

 

D

м

 

18

h

0

m

0

s

 

23

 

s = T + u

 

12 46 27

 

12 50 04

 

10

 

(D

м

 - 3)µ

 

+2 28

 

21

 

Z + ρ

 

32 14,9

 

32 14,6

 

11

 

λ

 

6 12 40

 

22

 

h = 90° - (Z + ρ)

 

57 45,1

 

57 45,4

 

12

 

S

0

 

12 18 18

 

24

 

I

 

+46,7

 

+47,0

 

13

 

Σ

 

12 33 26

 

25

 

II

 

0,0

 

0,0

 

2

 

x

 

18 01 14

 

26

 

III

 

-0,5

 

-0,5

 

14

 

u

 

-5 27 48

 

27

 

φ

i

 

58°31,3'

 

58°31,9'

 

 

 

 

 

 

 

28

 

φ

 

58°31,6'

 

 

 

 

 

 

 

Запись  наблюдений  производят  в  журнале,  образец  которого  дан  в  табл. 9.1. Вся 

обработка выполняется непосредственно в журнале. 

Вычисление  широты  производят  для  каждого  полуприема  в  последовательности, 

указанной на схеме, по формуле 

φ

i

 = h + I + II + III,                                                     (9.2) 

где h = 90° - (Z + ρ). 
Зенитное расстояние 
для теодолитов Т4, ДКМ3-А, АУ 2/10 находится по формулам 

Z = МЛ - MZ; 
Z = MZ - МП. 

При получении по формулам отрицательного зенитного расстояния прибавляется 360°. 
Местное звездное время вычисляется по формуле 

s = T + u, 

где u - поправка часов. 
Рефракция  может  вычисляться  с  помощью  «Таблиц  по  геодезической  астрономии»  по 

формуле 

ρ = ρ

0

γB 

или по таблицам рефракции АЕ СССР по формуле 

ρ = ρ

0

 + ∆ρ

t

 + ∆ρ

b

. 

В  примере  даны  оба  варианта.  При  φ  ≥ 50° можно  ограничиться  средней  рефракцией  и 

считать ρ = ρ

0

. 

Величины I, II, III выбираются  из  АЕ  СССР  по  аргументам  соответственно  s;  s  и  h;  s  и 

дата. 

Расхождение между значениями φ в приемах не должно превышать 1'. 
За окончательное значение широты принимается среднее из двух приемов. 

9.1.2. Определение широты по зенитному расстоянию Солнца 

Для  приближенного,  с  погрешностью  не  более  1',  определения  широты  по  зенитному 

расстоянию Солнца используют высокоточные астрономические теодолиты, а также любые 
теодолиты  средней  и  высокой  точности,  хронометры  или  любые  часы,  суточный  ход 
которых  относительно  среднего  времени  не  превышает 10

s

.  Для  определения  температуры 

воздуха и атмосферного давления используют термометр-пращ и барометр - анероид. 

Поправка часов u относительно всемирного времени UT1 и долгота определяемого пункта 

должны быть известны с погрешностью менее 10

s

. 

9.1.2.1.  Подготовка  к  измерениям.  Устанавливают  теодолит  и  подготавливают  его  к 

работе:  горизонтируют  по  уровню  при  алидаде  горизонтального  круга  или  по  накладному 
уровню; устанавливают подвижную нить окулярного микрометра в нуль-пункт, а всю сетку 
нитей таким образом, чтобы подвижная нить была горизонтальна, определяют место зенита 
MZ вертикального круга теодолита; на окуляр зрительной трубы теодолита надевают темный 
светофильтр. 

9.1.2.2.  Производство  измерений.  При  определении  широты  по  зенитному  расстоянию 

Солнца  наиболее  выгодно  выполнять  измерения  в  моменты  кульминации  Солнца. 
Практически допустимы отступления от меридиана по азимуту до 20°. 

Измерения производят при положениях теодолита круг право (КП) и круг лево (КЛ) и при 

двух  положениях  изображения  Солнца  относительно  сетки  нитей  зрительной  трубы 
теодолита. Например, начав измерения с КП, их выполняют в следующем порядке: 

1)  устанавливают  пузырек  уровня  при  алидаде  вертикального  круга  теодолита  на 

середину; 

2) наводят горизонтальную нить сетки на нижний или верхний край изображения Солнца 

так, чтобы при этом вертикальная нить проходила через центр этого изображения. В момент 
наведения подают сигнал помощнику для отсчитывания показания часов T

П1

; 

3) отсчитывают по лимбу вертикального круга теодолита M

П1

; 

4)  наводят  горизонтальную  нить  на  противоположный  край  изображения  Солнца  и 

получают отсчеты по часам T

П2

; и по лимбу вертикального круга теодолита M

П2

; 

5) переводят трубу через зенит; 
6) производят действия, изложенные в пунктах 1 - 4, и получают показания часов T

л1

 T

л2 

в 

моменты визирования на Солнце и отсчеты по лимбу вертикального круга МЛ

1

 и МЛ

2

. 

Результаты измерений записывают в журнал измерений (табл. 9.2). 
9.1.2.3.  Вычисление  широты. 1. Вычисляют  показания  часов  T

Л

,  T

П

  в  средний  момент 

визирования на Солнце в полуприемах 

T

Л

 = (T

Л1

 + T

Л2

)/2; 

T

П

 = (T

П1

 + T

П2

)/2. 

2. Вычисляют средние в полуприемах отсчеты МЛ и МП по вертикальному кругу 

МЛ = (МЛ

1

 + МЛ

2

)/2; 

МП = (МП

1

 + МП

2

)/2. 

По  формулам,  соответствующим  применяемому  теодолиту,  с  известным MZ вычисляют 

зенитное расстояние Солнца Z'

Л

, Z'

П

 в моменты T

Л

, T

П

. 

Т а б л и ц а  9.2 

Журнал измерений 

Дата 24 декабря 1979 г. Часы палубные Поправка часов u = +00

h

00

m

37,5

s

 

Место  зенита MZ = 359°58'30"  Долгота  λ = 2

h

30

m

05

s

  Температура  воздуха  t° = -10° 

Атмосферное давление b = 100 гПа 

Положение 

теодолита

 

Наблюдаемый край Солнца

 

Показания часов T

Отсчеты по 

вертикальному 

кругу

 

Зенитное 

расстояние 

Солнца

 

КЛ

 

 

8

h

07

m

21,0

s

 

279°16'01"

 

 

 

10 42,0

 

278 44 23

 

 

 

 

8 09 01,5

 

279 00 12

 

80°58'18"

 

КП

 

 

8

h

16

m

12,5

s

 

80°51'21"

 

 

 

Положение 

теодолита

 

Наблюдаемый край Солнца

 

Показания часов T

Отсчеты по 

вертикальному 

кругу

 

Зенитное 

расстояние 

Солнца

 

18 51,5

 

18 55

 

 

 

 

8 17 32,0

 

80 35 08

 

80°36'38"

 

Вычисления  по  пунктам 1, 2 выполняют  в  журнале  измерений,  а  последующие  в 

ведомости (см. пример в табл. 9.3). 

3. Вычисляют всемирное время UT1

Л

, UT1

П

 в средние моменты визирования на Солнце 

UT1

Л, П

 = T

Л, П

 + u. 

4.  Вычисляют  эфемеридное  время (ET)

h

  в  средний  момент  измерений  в  приеме  по 

формулам 

UT1 = (UT1

Л

 + UT1

П

)/2; 

(ET)

h

 = UT1 + ∆T, 

где ∆T - предварительная поправка за переход к эфемеридному времени, выбираемая из АЕ 
СССР. 

5.  Вычисляют  экваториальные  координаты  δ

(·)

  и  α

(·)

  Солнца  на  средний  момент 

наблюдений в приеме 

δ

(·)

 = δ

(·)т

 + v

(δ)

(ET)

h

, 

α

(·)

 = α

(·)т

 + v

(α)

(ET)

h

, 

где  δ

(·)т

,  α

(·)т

 - табличные  значения  видимого  склонения  и  видимого  прямого  восхождения 

Солнца на 0

h

 эфемеридного времени; v

(δ)

, v

(α)

 - часовое изменение соответственно видимого 

склонения и прямого восхождения Солнца, вычисляемого по формуле 

v

(α)

 = 9,856

s

 - v

(E)

, 

где v

(E)

 - часовое изменение уравнения времени. 

Величины  δ

(·)т

,  α

(·)т

,  v

(δ)

,  v

(E)

  выбирают  из  таблицы  «Солнце»  АЕ  СССР  по  аргументу - 

всемирная дата измерений. 

Т а б л и ц а  9.3 

Вычисление широты 

Вычисление

 

Вычисления

 

Порядок 

действий

 

Схема

 

КЛ

 

КП

 

Перядок 

действий

 

Схема

 

кл

 

КП

 

1

 

T

Л, П

 

8

h

09

m

01,5

s

 

8

h

17

m

32,0

s

 

27

 

sinZ'

 

0,99

 

 

 

2

 

u

 

+ 37,5

 

+ 37,5

 

23

 

ρ

0

 

351"

 

338"

 

7

 

UT1

Л, П

 

8 09 39

 

8 18 10

 

24

 

γ

 

1,0762

 

1,0762

 

9

 

UT1

 

8 13 54

 

 

 

25

 

B

 

0,9934

 

0,9934

 

10

 

∆T

 

50

 

 

 

8

 

UT1

Л, П

 

8

h

09

m

39

s

 

8

h

18

m

10

s

 

11

 

(ET)

h

 

8 14 44

 

 

 

30

 

UT1

Л, П

µ

 

01 20

 

01 22

 

12

 

(ET)

h

 

8,25

h

 

 

 

5

 

S

0

 

6 07 42

 

6 07 42

 

13

 

v

δ

 

+1,8"

 

 

 

6

 

λ

 

2 30 05

 

2 30 05

 

13

a

 

пост

 

9,86

s

 

 

 

22

 

α

(·)

 

18 08 21

 

18 08 21

 

14

 

v

E

 

-1,25

 

 

 

31

 

t

(·)Л, П

 

22 40 25

 

22 48 58

 

17

 

v

(α)

 

+11,11

 

 

 

32

 

tgδ

(·)

 

-0,43328

 

 

 

15

 

δ

(·)т

 

-23°25'49"

 

 

 

34

 

cost

(·)Л, П

 

0,94031

 

0,95235

 

18

 

v

(δ)

(ET)

h

 

+ 15

 

 

 

36

 

tgm

Л, П

 

-0,46078

 

-0,45496

 

19

 

δ

(·)

 

-23 25 34

 

 

 

35

 

cosZ

Л, П

 

0,15517

 

0,16146

 

16

 

α

(·)т

 

18

h

06

m

49

s

 

 

 

38

 

sinm

Л, П

 

-0,41850

 

-0,41411

 

20

 

v

(α)

(ET)

h

 

+01 32

 

 

 

33

 

sinδ

(·)

 

-0,39757

 

 

 

21

 

α

(·)

 

18 08 21

 

 

 

39

 

(cosZsinm)

Л, П

 

-0,06494

 

-0,06685

 

3

 

Z'

Л, П

 

80°58'18"

 

80°36'38"

 

40

 

cosn

Л, П

 

0,16334

 

0,16817

 

Вычисление

 

Вычисления

 

Порядок 

действий

 

Схема

 

КЛ

 

КП

 

Перядок 

действий

 

Схема

 

кл

 

КП

 

26

 

ρ

Л, П

 

06 15

 

06 01

 

41

 

n

Л, П

 

80°36,0'

 

80°19,1'

 

28

 

∆Z

р

 

09

 

09

 

37

 

m

Л, П

 

-24 44,4

 

-24 27,8

 

29

 

Z

Л, П

 

81 04 24

 

80 42 30

 

42

 

φ

Л, П

 

55 51,6

 

55 51,3

 

4

 

Z'

 

80 47

 

 

 

43

 

φ

 

55°51,4'

 

6. Вычисляют зенитное расстояние Z

Л

, Z

П

 Солнца в полуприемах по формуле 

Z

Л

,

 П

 = Z'

Л, П

 + ρ

Л, П

 - ∆Z

ρ

, 

где  ρ

Л,  П

 - истинная  рефракция,  вычисляемая  с  помощью  таблиц  по  геодезической 

астрономии;  ∆Z

ρ

 = 9"sinZ' - поправка  за  параллакс  Солнца,  в  которой  9" - приближенное 

значение  параллакса  Солнца, a Z' - среднее  зенитное  расстояние  Солнца  в  приеме, 
вычисляемое по формуле 

Z' = (Z'

Л

 + Z'

П

)/2. 

7. Вычисляют часовой угол Солнца t

(·)Л

, t

(·)П

 в средние моменты измерений в приемах 

t

(·)Л, П

 = UT1

Л, П

 + UT1

Л, П

µ + S

0

 + λ - α

(·)

, 

где µ = 0,002738 - коэффициент  пропорциональности; (UT1

Л,  П

)µ - поправка  за  переход  от 

среднего  времени  к  звездному;  выбирают  из  таблицы  «Перевод  среднего  времени  в 
звездное» АЕ СССР по аргументу UT1

Л,  П

; S

0

 - гринвичское звездное время в 0

h

 всемирного 

времени; выбирают из таблицы «Звездное время» АЕ СССР по аргументу - всемирная дата 
измерений. 

8. Вычисляют широту пункта φ по формулам 

 

 

φ

Л, П

 = m

Л, П

 + n

Л, П

; 

φ = (φ

Л

 + φ

П

)/2. 

9.2. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДОЛГОТЫ ПО ЗЕНИТНОМУ РАССТОЯНИЮ СОЛНЦА

 

Для  приближенного,  с  погрешностью  не  более 0,1

m

,  определения  долготы  по  зенитному 

расстоянию  Солнца  применяют  те  же  приборы,  что  и  для  приближенного  определения 
широты по зенитному расстоянию Солнца (см. 9.1.2). 

Поправка  часов  в  период  измерений  должна  быть  известна  с  погрешностью  менее  3

s

. 

Широта определяемого пункта должна быть известна с погрешностью менее 1'. 

9.2.1. Подготовка к измерениям 

Выполняют действия, рассмотренные в пункте 9.1.2.1. 

9.2.2. Производство измерений 

При определении долготы по зенитному расстоянию Солнца наиболее выгодно выполнять 

измерения  утром  или  вечером  в  период ± 1,5 ч  от  момента  прохождения  Солнцем  первого 
вертикала. Зенитное расстояние Солнца не должно превышать 85°. Измерения проводят при 
двух положениях теодолита (КП и КЛ) и при двух положениях изображения Солнца. 

1.  Производят  действия  по  пунктам 1 - 6, приведенным  в 9.1.2.2 и  получают  показания 

часов T

Л1

, T

Л2

, T

П1

, T

П2

 в моменты визирования на Солнце и отсчеты по лимбу вертикального 

круга МЛ

1

, МЛ

2

, МП

1

, МП

2

.