Практическая астрономия

Определение "Практическая астрономия" в Большой Советской Энциклопедии

Практическая астрономия. Рис.

Практическая астрономия, раздел астрометрии, посвященный учению об астрономических инструментах и способах определения из астрономических наблюдений времени, географических координат и азимутов направлений. В зависимости от условий, в которых решаются задачи Практическая астрономия, она подразделяется на геодезическую астрономию, мореходную астрономию и авиационную астрономию. Способы Практическая астрономия основываются на правилах сферической астрономии и использовании звёздных каталогов, составлением которых занимается фундаментальная астрометрия.
Практическая астрономия возникла в глубокой древности под влиянием задач хозяйственной жизни человеческого общества.

Практическая астрономия. Рис.

Применяемые в Практическая астрономия инструменты позволяют измерять углы в горизонтальной и вертикальной плоскостях и фиксировать моменты прохождения светил через вертикалы и альмукантараты. Среди этих инструментов: универсальный инструмент, зенит-телескоп, вертикальный круг, переносной пассажный инструмент, зенитная фотографическая труба, мореходный и авиационный секстанты и др. (см. Астрономические инструменты и приборы). Для измерения времени служат кварцевые часы и морские хронометры. При определении долгот используется аппаратура для приёма радиосигналов времени.

Практическая астрономия. Рис.

В Практическая астрономия применяются следующие способы определения местного времени s (что равносильно определению поправки часов u), широты j долготы l и азимута А направления на земной предмет. (Ниже использованы обозначения: а — азимут, z — зенитное расстояние, a — прямое восхождение, d — склонение, t — часовой угол небесного светила, s — местное время, Т — показания часов в момент наблюдений.)

1) Определение u и j по измерениям z светила s. Из параллактического треугольника PZs (Р — полюс мира, Z — зенит, s— место светила; рис. 1) следует, что
cosz = sinj sind + cosj cosdcost,     (1)
где
t = Т + u — a.     (2)

Найдя в астрономическом каталоге a и d наблюдаемого светила и измерив его зенитное расстояние z в момент Т, из уравнений (1) и (2) можно вычислить поправку часов u, если известна j, или вычислить j, если известна u. Если неизвестны u и j, то решение уравнений (1) и (2) ведут способом последовательных приближений или наблюдают две звезды: одну вблизи меридиана, другую — вблизи первого вертикала. Полученные две системы уравнений (1) и (2) решают совместно. Для моментов кульминаций справедливы уравнения:
j = d_s + Z_s и j = d_N — Z_N     (3)

(индексы S и N обозначают светила, кульминирующие, соответственно, к югу и северу от зенита). Т. к. измерить z строго в меридиане нельзя, то измеряют его вблизи меридиана, вводя при вычислениях необходимую поправку.

2) Определение u и j по наблюдениям пар звёзд на равных зенитных расстояниях z. В 1874 русский геодезист Н. Я. Цингер предложил способ определения u по наблюдениям моментов прохождения двух звёзд через один и тот же альмукантарат (см. Цингера способ). Звёзды наблюдаются вблизи первого вертикала: одна — на востоке, другая на западе, симметрично относительно меридиана. Аналогичный способ для определения j по наблюдениям пары звёзд на равных зенитных расстояниях вблизи меридиана предложил в 1887 русский путешественник М. В. Певцов (см. Певцова способ). Оба способа характеризуются простотой наблюдений и высокой точностью получаемых результатов.

3) Совместное определение u и j. Советские учёные В. В. Каврайский (1924—36) и А. В. Мазаев (1943—45) предложили способы совместного определения u и j (см. Каврайского способ и Мазаева способ). По способу Каврайского наблюдаются четыре звезды на попарно равных зенитных расстояниях z; по способу Мазаева — серия звёзд в альмукантарате с z = 45° или z = 30°.

4) Определение j по способу Талькотта. Этот способ, предложенный в 1857 американским геодезистом А. Талькоттом, основан на измерении малой разности зенитных расстояний двух звёзд, кульминирующих по разные стороны от зенита (см. Талькотта способ). Полусумма правых и левых частей равенств (3) даёт:
.     (4)

  Звёзды выбираются так, чтобы разность их зенитных расстояний была в пределах диаметра рабочей части поля зрения трубы, т. е. не превышала 10—15’, а разность прямых восхождений отличалась бы на 5—20 мин (при наблюдениях обеих звёзд в верхней кульминации). Для наблюдений труба зенит-телескопа или универсального инструмента устанавливается на среднее зенитное расстояние пары в азимуте 0° для наблюдения звезды, кульминирующей к югу от зенита, и 180° — к северу от него. Величина Z_s — Z_N измеряется окулярным микрометром. Способ нашёл широкое применение, в частности на международных станциях, изучающих движение земных полюсов.

5) Определение u и j из наблюдений на зенитной фотографической трубе. В некоторых обсерваториях для служб времени и служб широты определяют u и j из совместных наблюдений на фотографических зенитных трубах. Изображение звезды фиксируется на движущейся с её скоростью фотографической пластинке с маркировкой на ней моментов времени. Звёзды наблюдают в узкой зенитной зоне, ограниченной рабочей частью поля зрения трубы. Ось инструмента постоянно направлена в зенит, что контролируется ртутным горизонтом.

6) Определение u пассажным инструментом. Этот способ широко применяется в практике служб времени и при высокоточных определениях долгот. Наблюдаются моменты прохождений серии звёзд через меридиан с регистрацией их или контактным микрометром, или с помощью фотоумножителей. Поправки определяются по формуле
u = a — Т.     (5)

Подобный способ применительно к универсальному инструменту предложил русский геодезист Н. Д. Павлов (1912). В некоторых случаях определение u производится по наблюдению прохождений звёзд в вертикале Полярной (способ Деллена).
  7) Определение l. Восточная долгота места наблюдения связана со всемирным временем S и местным s соотношением:
l = s — S = Т + u — S;     (6)

u — определяется одним из изложенных выше способов, а S — путём приёма радиосигналов времени, транслируемых в течение суток многими радиостанциями.

8) Определение А. Наиболее распространённый способ основан на измерении универсальным инструментом горизонтального угла между направлениями на Полярную М_s (рис. 2) и земной предмет М и вычислении азимута Полярной в момент наблюдения s. Для этого служит соотношение:
tga,     (7)
где t = s — a. Азимут А предмета находится из уравнения
А = а + М — М_s.     (8)
В геодезической практике часто применяется способ определения азимута, основанный на наблюдениях моментов прохождения звёзд с большими z (50°—70°) вблизи меридиана.

9) Определение j и l способом высотных линий положений, предложенным американским моряком Т. Сомнером в 1843 (см. Сомнера способ). В мореходной и авиационной астрономии, где требуется меньшая точность, но большая быстрота в определении j и l, широко применяется способ высотных линий положения, сущность которого ясна из рис. 3. Находясь в точке m, географические координаты которой необходимо определить, измеряют зенитное расстояние z₁ небесного светила s₁ (с координатами a₁ и d₁) и вычисляют географические координаты проекции å₁, светила на поверхность Земли — т. н. географические места светила — по формулам j₁ = d; l₁ = a₁ — S (долгота восточная). Окружность радиуса z₁ с центром в å₁ проходит на глобусе через точку m. Измерив z₂ другого светила, проводят другую окружность радиусом z₂ с центром в å₂; в одной из двух точек пересечения этих окружностей расположена искомая точка m (выбор нужной точки не представляет затруднений, т.к. приближённое. место наблюдения бывает известно). На практике пользуются не глобусом, а картой, прочерчивая на ней отрезки кривых, отождествляемые с дугами окружности вблизи их пересечений. Эти отрезки называют высотными линиями положений или линиями Сомнера (см. Позиционная линия).

  Все проблемы Практическая астрономия имеют большое значение для астрономии, геодезии, геофизики. Определения j, l и А необходимы для ориентирования триангуляционных сетей, служащих опорой для картографических работ и для изучения фигуры Земли. Изучение изменяемости j привело к установлению периодических и вековых движений земных полюсов. Переопределение долгот обсерваторий в разные эпохи доставляет необходимые данные для изучения дрейфа континентов.

Лит.: Блажко С. Н., Курс практической астрономии, 3 изд., М. — Л., 1951; Белобров А. П., Мореходная астрономия, Л., 1954; Воробьев Л. М., Астрономическая навигация летательных аппаратов, М., 1968.
  В. П. Щеглов.