22,23. Испр. Высот, приведение высот к одному месту.

Необходимость исправления высот. Любое определение места судна выполняется по измеренным навигационным параметрам. В мореходной астрономии измеряемым навигационным параметром является высота светила, которая измеряется секстаном, как угол между видимым положением светила и видимым горизонтом (рис. 48, h_изм). В результате измерения с секстана снимается отсчет секстана (ОС). После исправления его поправкой индекса (i) получим измеренную высоту светила h_изм. в топоцентрической системе координат, начало которой находится в точке М на высоте над уровнем моря е (глаз наблюдателя).

Поправка высоты за астрономическую рефракцию. Явление преломления луча от светила в земной атмосфере называется астрономической рефракцией.

Поправка высоты за суточный параллакс. Угол р, под которым из центра светила виден радиус Земли для данного места наблюдателя называется суточным параллаксом светила.

Другими словами, это угол (дуга) между видимым (топоцентрическим) и истинным (геоцентрическим) местом светила

Суточный параллакс возникает у светил, расстояние до которых сопоставимо с радиусом Земли.

Рис. 49

Из рисунка видно что параллакс р меняется в зависимости от высоты светила. Наибольшей величины р_о он достигает при h=0° и называется горизонтальным параллаксом.

Для наблюдателя на экваторе R_з наибольший и параллакс называется горизонтальным экваториальным параллаксом. Этот параллакс приводится в МАЕ для светил солнечной системы Луны до 61,5, Венеры до 33, Марса до 24 и Солнца 8,8.

Поправка высоты за видимый радиус для Солнца и Луны. Измерение высот Солнца и Луны выполняется путем совмещения верхнего или нижнего края светила с видимым горизонтом.

Видимым радиусом светила называется угол, под которым радиус светила виден с Земли. Это топоцентрический радиус. В МАЕ приведены геоцентрические радиусы Солнца и Луны. Для Солнца разность этих радиусов мала и она не учитывается. Для Луны она достигает 0,26 и учитывается в таблицах исправления высот Луны.

Земная рефракция. Явление преломления луча света от земных объектов в атмосфере называется земной рефракцией. Земная рефракция характеризуется углом r между истинным и видимым направлением на удаленный земной объект

Наклонение видимого горизонта. Видимый горизонт представляет малый круг на поверхности моря, описанный лучом зрения АаВ (рис. 51) наблюдателя А с высоты над уровнем моря е.

Наклонением видимого горизонта d называется вертикальный угол HAB между истинным и видимым горизонтом.

Наклонение зрительного луча. Если высота светила измерена над объектом, перекрывающим видимый горизонт, например береговой чертой (на рис. 51 точка П) или ватерлинией другого судна, то вместо наклонения горизонта используется наклонение зрительного луча d_п.

h_в = h_изм – d_п (90)

Величина d_п выбирают из соответствующей таблицы МТ-2000 по высоте глаза наблюдателя и расстояния до объекта.

Общая формула исправления высот. Высоты светил измеренных над видимым горизонтом исправляются поправками, приведенных в формулах (78), (79), (83), (85), (86), (89). С учетом всех поправок, получим общую формулу исправления высот:

h_o = OC + i + (–d) + (–h_) + h_p + h_t + h_В  R (91)

После ввода поправки индекса и наклонения горизонта получим «видимую высоту» h_в, которая является аргументом для получения остальных поправок.

Исправление высот звезд и планет. Так как для звезд и планет Юпитер и Сатурн R = 0 и h_p = 0, то получим следующую формулу

h_o = OC + i + (–d) + (–h_) +h_t + h_В (92)

Для ближайших к Земле планет Венеры и Марса еще добавляется поправка за параллакс h_p.

Исправление высот Солнца. Исправление высот выполняется по формуле (89), но так как для Солнца р_о = 0,15, то объединив поправки –h_ и h_p в общую поправку h_+р = (–h_) + h_p получим формулу

h_o = OC + i + (–d) + (–h_+р) + h_t + h_В  R (93)

Исправление высот Луны. Величина видимого углового радиуса и параллакса Луны зависят от расстояния между Землей и Луной, которое непрерывно изменяется. Поэтому радиус получают через параллакс и исправление высот выполняется общими поправками по аргументам h_в и р_о, выбранного из МАЕ на момент наблюдений (ТCombin).

h_o = OC + i + (–d) + ОП +ДП + h_t + h_В, (94)

где ОП – основная поправка (учет средних значений р_о R и (–h_);

ДП – дополнительная поправка (учет отклонений p_о, R и края Луны.