Определение места по звездам (одновременные наблюдения)

Особенности обсервации при одновременных наблюдениях.

1. Обработка наблюдений (расчет элементов ВЛП) выполняется относительно одного счислимого места (_с, _с). На ходу судна измерения высот светил происходит из разных мест также как и при обсервации по Солнцу. Для получения измеренных высот как бы из одной точки (_с, _с) необходимо выполнить приведение высот к одному месту (зениту) аналитическим (см. разд. 2.5.4.) или графическим способом.

2. Обсервация по звездам возможна только утром, вечером и иногда ночью, когда обеспечивается одновременная видимость горизонта и светил.

Последовательность выполнения обсервации по звездам.

1. Подготовка к наблюдениям заключается в расчете времени начала наблюдений (см. разд. 1.6.4.) вечером – середина гражданских сумерек по формулам (61) и утром – середина навигационных сумерек по формулам (62). На момент начала наблюдений с помощью звездного глобуса выполняется подбор звезд. Последовательность решения этой задачи с примерами и рисунками изложены в литературе [1], [2].

Перед выполнением наблюдений выполняется подготовка секстана (см. раздел 2.4.4.) и определяется поправка индекса секстана.

2. Наблюдения звезд выполняются с ночной трубой (звезды видны без трубы) и с дневной трубой (звезды не видны без дневной трубы), которая позволяет увеличить время наблюдений в два раза. В случае ночных наблюдениях – без трубы.

При каждых измерения рекомендуется выполнять 3 измерения с фиксацией моментов с последующим их осреднением.

Примечание. При наблюдении более 3-х светил выполняют только одно измерение. В этом случае появляется возможность анализа ВЛП на промах и исключения этой ВЛП из обсервации.

3. Обработка наблюдений производится по вычислительной схеме приведенной в литературе [1], [2].

Определение места по звездам методом перемещенного места

При обработке наблюдений (решение параллактического треугольника) по иностранным численным таблицам, в которых входными аргументами являются °_мп и t_мп° с целыми градусами, применяется метод перемещенного места. В основе метода лежит 3-е свойство ВЛП.– независимость линии положения от счислимых координат.

Перемещение счислимых координат делается в пределах  30. Широту °_мп получают обычным округлением ее до целого градуса. Получение t_мп° достигается путем изменения _с для каждой ВЛП на величину _i. Таким образом, прокладка каждой ВЛП выполняется из своей счислимой точки. Нахождение перемещенных _мпi можно выполнить 3-я приемами. Прием ввода _с + 30Е в расчет t_мп° и _i позволяет избежать ошибок в вычислениях. В этом приеме величина _i всегда W в пределах от 0 до 60 откладываются от меридиана _с + 30Е.

tгр с + 30Е	323°44,6 29 42,4
tмп° (W)	294 (02,2)

Пример. Рассчитать t_мп° и _i, если заданы _с = 30°12,4W и t_гр^св = 323°44,6.

Для решения параллактического треугольника t_мп° = 294°. (W) = 2,2 предназначено для нахождения при прокладке на параллели °_мп долготы точки, из которой выполняется прокладка данной ВЛП.

Обработка наблюдений производится по вычислительной схеме приведенной в литературе [1], [2].

Оценка обсервации. Вследствие того, что переносы при перемещенном месте могут достигать величины до 40, т. е. нарушается 1-е свойство ВЛП, то возникают дополнительные методические ошибки в ВЛП (см. разд. 3.2.5) и оценка места должна выполнятся по формуле

(141)

Определение широты по меридиональной высоте светила. Выгодным условием определения широты места (см. разд. 3.2.7.) является нахождение светила в момент кульминации на меридиане наблюдателя. В этом случае высота называется меридиональной (Н) и азимут А = 180° (0°). Уравнение круга равных высот примет вид

sin H = sin  sin  + cos  cos cos 0°

или sin H = cos ( – ).

Так как Н = 90° – Z, то sin H = cos Z = cos ( – ) и следовательно

Z =  – , откуда  = Z + .

Рис. 77

Наименование Z обратно наименованию Н, которое одноименно с точкой горизонта, над которой измеряется высота.

Значение и наименование широты так же зависит от наименования .

Наименования широты и расчетную формулу можно получить при рассмотрении 2-х ситуаций, показанных на рис. 77.

1. Для светила С₁ имеем склонение ₁N и меридиональную высоту Н₁ к S, по которой получим Z₁ N, т. е. Z₁ одноименно со склонением ₁. Из рисунка получим формулу расчета широты

 = Z₁ + ₁ ()

и широта одноименна с Z и .

2. Для светила С₂ имеем склонение ₂S и меридиональную высоту Н₁ к S, по которой получим ZC₂ = Z₂ N, т. е. Z₂ разноименно со склонением ₂. Из рисунка получим формулу расчета широты

 = Z₂ – ₂ ()

и широта одноименна с большим членом формулы

По формулам () и () получим общую формулу расчета широты

 = Z  . (142)

При одноименных Z и  знак «+» и широта одноименна с ними.

При разноименных Z и  знак «–» и широта одноименна с большим членом (Z или ) формулы.

Рекомендуется получить решение задачи на сфере как на рис. 77.

Последовательность решения:

1. Изобразить меридиан наблюдателя, отвесную линию и горизонт. Обозначить точки N и S горизонта.

2. По высоте Н нанести положение светила и наименования точек горизонта.

3. Отложив от светила , получим положение экватора, а затем перпендикулярно ему провести ось мира.

4. По рисунку составить формулу расчета широты.

Обычно метод определения широты по Н применяется только для Солнца. Время начала наблюдений определяется как Т_с^наб = Т_с^к – 5^м. Измерение меридиональной высоты выполняется приведением нижнего края отраженного Солнца к касанию с горизонтом с помощью барабана отсчетного устройства до момента уменьшения высоты Солнца.

Пример полной обработки наблюдений для определения _о приведен в литературе [1]. Здесь приведем только вычислительную схему обработки наблюдений.

Расчет кульминации Расчет склонения Расчет широты

Тт^к с
Тгр Nп
Tc^к

Тс ^+NW
Тгр
т 


ОС i+d
Hв h+p hвt R
Ho Zo 
о

Достоинством определение широты места по меридиональной высоте Солнца является не зависимость метода от счислимой широты места (не требуется знания  места), а также скорость получения результата.

Определение широты по высоте Полярной звезды. Метод получения обсервованной широты места основан на переходе от обсервованной высоты Полярной звезды к широте путем введения 3-х поправок.

Рис. 78

Полярная звезда ( Малой Медведицы) находится вблизи северного полюса мира. Полярное расстояние для нее на 2005 г.  = 43N. Поэтому она всегда находится в выгодных условиях для определения широты (см. разд. 3.2.7.). В своем суточном движении она описывает параллель аа (рис. 78) и как видно из рисунка высота отличается от широты на величину х, причем в точке а параллели х = –; в точке а х= +.

Из рис. 78 видно, что для любой точки параллели широта определяется формулой

 = h  х. (143