Геодезическая астрономия

Определение "Геодезическая астрономия" в Большой Советской Энциклопедии

Геодезическая астрономия. Рис.

Геодезическая астрономия, раздел практической астрономии, наиболее тесно связанный с геодезией и картографией; изучает теорию и методы определения широты j и долготы l места, а также азимута а направления на земной предмет и местного звёздного времени s из астрономических наблюдений при геодезических и картографических работах. Т. к. эти наблюдения производятся в полевых условиях, то Геодезическая астрономия часто называют полевой астрономией. Точка земной поверхности, в которой широта, долгота и азимут определены из астрономических наблюдений, называется астрономическим пунктом. Предмет Геодезическая астрономия состоит в изучении: а) переносных астрономических инструментов, б) теорий наблюдения небесных светил и методов определения j, l, а и s и в) методов обработки результатов астрономических наблюдений. В Геодезическая астрономия применяются малые, или переносные, астрономические инструменты, позволяющие измерять зенитные расстояния и направления на небесные светила, а также горизонтальные углы между различными направлениями. Основными инструментами в Геодезическая астрономия служат: универсальный инструмент, полевой хронометр и радиоприёмник для приёма сигналов времени.

В Геодезическая астрономия разработан ряд способов астрономических наблюдений, различающихся в зависимости от того, какие величины определяются (время, широта, долгота или азимут), какие светила для этого наблюдаются (звёзды или Солнце) и как и какие величины непосредственно измеряются при наблюдениях небесного светила (зенитное расстояние z, высота h, азимут а* и момент Т прохождения светила через избранную плоскость). Выбор этих способов зависит от поставленной задачи, точности её решения, наличия инструментов и т. д. При этом небесные координаты наблюдаемого светила, а именно его прямое восхождение а и склонение a, считаются известными; они приводятся в астрономических ежегодниках и каталогах звёзд.

Соединив на небесной сфере (рис.) полюс P_N, зенит места Z и наблюдаемое светило а дугами больших кругов, получим т. н. параллактический треугольник P_NZs, в котором угол при вершине Z есть дополнение азимута а* светила до 180° и угол при вершине P_N равен часовому углу t светила.

Все способы астрономических определений основаны на решении параллактического треугольника после измерения его некоторых элементов (см. Сферическая астрономия). Так, измерив зенитное расстояние Z светила в момент Т по хронометру и зная широту j места, можно определить часовой угол t светила из выражения
cosz = sinj sin d + cosj cosd cost

и по равенству t = s — a= Т + u — a найти поправку u к показанию хронометра и местное звёздное время s. Зная поправку хронометра u и измерив зенитное расстояние Z светила, можно определить широту j места. Поправку хронометра выгодно определять из наблюдений звёзд в первом вертикале, а широту места — в меридиане, т. е. в кульминации небесного светила. Если измерить зенитные расстояния двух звёзд, расположенных в меридиане к Ю. или С. от зенита места, то тогда

  j = d_S — z_S = d_N — z_N.

Особенно удобны способы, основанные на измерении окулярным микрометром малых разностей зенитных расстояний северных и южных звёзд в меридиане (см. Талькотта способ). В способах соответственных высот отмечают моменты T₁ и T₂ прохождений двух звёзд через один и тот же альмукантарат. Если известна j, то получают u (см. Цингера способ), а если известна u, то определяют j (см. Певцова способ). Из наблюдений серии равномерно распределённых по азимуту звёзд на постоянной высоте 45° или 30° определяют j и l (см. Мазаева способ).

Азимут а* небесного светила определяют, измеряя его часовой угол или зенитное расстояние и зная широту j места наблюдения. Прибавляя к азимуту наблюдаемого светила (обычно Полярной звезды) горизонтальный угол Q между ним и земным предметом, получают азимут а земного предмета.

Разность долгот двух пунктов равна разности местных звёздных времён в этих пунктах или разности поправок хронометра, отнесённых к одному физическому моменту по известному ходу часов, так что l₂ — l₁ = s₂ — s₁ = (T + u₂) — (Т + u₁) = u₂ — u₁ + T₂ — T₁. Долготы l отсчитываются от меридиана Гринвича. Поэтому l = s — S = u — U. Поправки хронометра u относительно местного звёздного времени s определяют из наблюдений звёзд, а U относительно гринвичского звёздного времени S — из приёма ритмических сигналов времени по радиотелеграфу. В современных высокоточных работах ошибки определения широты, долготы и азимута не превышают ± 0,5".

Лит.: Цингер Н. Я., Курс практической астрономии, М., 1924: Вентцель М. К., Полевая астрономия, ч. 1—2, М., 1938—40; Блажко С. Н. . Курс практической астрономии, М. — Л., 1951; Цветков К. А., Практическая астрономия, 2 изд., М., 1951; Кузнецов А. Н., Геодезическая астрономия, М., 1966.
  А .В. Буткевич.