Вычисление видимых координат светил».

1.Построение и содержание МАЕ.

2.Расчет часовых углов и склонений для звезд.

3.Расчет часовых углов и склонений для планет.

4.Использование МАЕ для расчета графика освещенности.

Построение и содержание МАЕ.

Астрономический ежегодник — это сборник таблиц предварительно вычисленных и изданных координат небесных светил, а также некоторых других астрономических данных.

Морские астрономические ежегодники в нашей стране выходят с1930 г. В других странах сборники астрономических величин издаются для нужд мореплавания под различными названиями. Наиболее известные пособия этого типа: англо-американский «Nautical almanac», «Ephemerides Nautigues» — во Франции, а также ряд частных изданий, например «Brown's nautical almanac».

Содержание всех МАЕ примерно одинаково. Главным образом они предназначены для нахождения гринвичских часовых углов и склонений светил.

МАЕ состоит из следующих частей:

- Содержание дает указания о расположении материала.

- Пояснение к пользованию дает краткое изложение устройства всех таблиц, правил работы с ними и типовые решенные примеры по схемам.

- Ежедневные таблицы составляют основную часть МАЕ. В них на каждую дату года через 1^ч гринвичского времени Т_грданы гринвичские часовые углы (вестовые) точки Овна, гринвичские часовые углы и склонения Солнца, навигационных планет, Луны, а также приведены моменты местного времени для восхода, захода Луны, Солнца, начала и конца сумерек и некоторые другие величины. Все эти сведения приводятся для трех последовательных дат на одном развороте МАЕ, т. е. на двух страницах — левой и правой.

- Видимые места звезд представляют собой список координат τ* и δ 160 наиболее ярких звезд.

- Основные интерполяционные таблицы предназначены для нахождения поправок часовых углов и склонений на промежуточные моменты Т_гр,помещены в конце МАЕ.

- Дополнительные таблицы помещены в конце МАЕ. Часть из них относится к Полярной звезде, а другие даны как приложения и содержат поправки для интерполирования восхода и захода Солнца и Луны, сумерек и кульминаций планет, а также таблицу для перевода дуговой меры во временную и обратно и поправки к наблюденной высоте за фазу Венеры.

Кроме того, в начале МАЕ указаны некоторые сведения о явлениях в солнечной системе и о видимости планет по месяцам.

Таким образом, МАЕ позволяет решать обширный круг задач мореходной астрономии, однако главное его назначение — это нахождение часовых углов и склонений, которые определяются с точностью до ±0,1¹. Начальными аргументами для входа в МАЕ являются год, дата и момент времени Т_гр, который должен быть известен с точностью до 1^с.

Порядок расчета часовых углов по МАЕ.

На основании формулы

t_гр=Т_гр±12^ч+α

в МАЕ вычислены на целые части Т_гр значения t^Υ_гр, которые в формулах и расчетных схемах далее обозначаются символом t^Υ_т (часовой угол «табличный»). В основных интерполяционных таблицах даны приращения Δ t^Υ за минуты исекунды Т_гр.

Получив при решении практической задачи момент Т_гр в часах, минутах и секундах, выбирают значение t^Υ_тна ближайшее меньшее количество часов из ежедневных таблиц. Затем по основным интерполяционным таблицам (в колонке «Точка Овна Υ») находят поправку Δ t^Υ на фактическое количество минут (напечатано жирным шрифтом сверху) и секунд (жирным шрифтом слева). Эта поправка учитывает пропорциональное изменение за промежуток ΔТ_гр.Далее получают

t^Υ_гр = t^Υ_т + Δ t^Υ₁

Чаще всего требуется находить местный часовой угол точки Овна, который определяют по формуле

t^Υ_м = t^Υ_гр ± λ^E_w

Расчет часовых углов и склонений для звезд.

Определив t^Υ_м , можно получить по основной формуле времени для местного меридиана

t^*_м = t^Υ_м -- λ_*

или, вводя величину звездного дополнения τ^*=360°- α^*

t^*_м = t^Υ_м + τ^*

Величины τ^*даются на каждой странице таблицы «Видимые места звезд» на соответствующий год, аргументами для входа в которую, служат порядковый номер или названия звезд (по их месту в созвездии) и месяц года.

Количество градусов τ* напечатано один раз на весь год, а минуты с десятыми долями — на первое число каждого месяца. Поэтому надо производить интерполяцию в уме между колонками соседних месяцев. Так как обычно месячное изменение τ* незначительно, эта операция не представляет труда.

Подобным же образом устроена и используется таблица для нахождения δ звезд, где звезды обозначены номерами и собственными именами или только порядковыми номерами.

Расчет часовых углов и склонений для планет.

По основной формуле времени для любого светила имеем

S_гр=t_гр+α

для среднего Солнца по той же формуле

S_гр=t_гр^ʘ+α_ʘ= Т_гр±12^ч+α_ʘ

Приравнивая правые части этих равенств, получим

t_гр^ʘ+α_ʘ= Т_гр±12^ч+α_ʘ

или, выделяя искомое,

t_гр= Т_гр±12^ч+α_ʘ-α

В МАЕ на основании этой формулы рассчитана величинаt_т- табличное значение часового угла, которая выбирается на целое меньшее количество часов Т_гр. Кроме того, в интерполяционных таблицах даны поправки Δ₁t и Δ₂t.

Основная поправка Δ₁t учитывает изменение t Солнца, планет иЛуны вследствие суточного вращения сферы и равномерной составляющей собственного движения. Однако эти светила имеют еще и неравномерную составляющую собственного движения, которая также влияет на изменение часовых углов. Это влияние учитывают с помощью величины квазиразности Δ (квазиразность – это разность между действительным изменением часового угла за 1^ч и наименьшим возможным, т.е. постоянным изменением за 1^ч), приводимой под колонкой часовых углов Солнца и планет в ежедневных таблицах один раз на трое суток, а для Луны — на каждый час. Выписав значение квазиразности Δ, входят с ним в основную интерполяционную таблицу и находят Δ₂t, которая дается в соответствующей колонке «Попр.» на фактическое количество минут без учета секунд. Знак этой поправки всегда положителен, а ее величина для Солнца и планет сравнительно мала. Все выбранные величины складывают и получают гринвичский часовой угол светила (W):

t_гр = t_гр + Δ₁t + Δ₂t

который далее обычно переводят в местный,

t^Υ_м = t_гр ± λ^E_w

Для нахождения склонения из ежедневных таблиц выписывают также на ближайший меньший час табличное значение δ_т, а внизу колонки склонений Солнца или планет — величину и знак часового изменения склонений Δ (для Луны эта величина дается на каждый час между строчками). Затем из основных интерполяционных таблиц по Δ и количеству минут сверх меньшего часа выбирают поправку склонения Δδ (из колонки «Попр.»). Далее рассчитывают:

δ=δ_т+ Δδ

Использование МАЕ для расчета графика освещенности.

В ежедневных таблицах МАЕ, в нижнем углу правой страницы, приведены с точностью до I^м моменты местного времени верхних и нижних кульминаций Солнца и Луны. Время верхних кульминаций навигационных планет для средней даты трехсуточного интервала дается под колонкой их часовых углов, ниже горизонтальной черты. Все эти моменты в МАЕ обозначены символом Т_к.

Так как светила имеют собственное движение, время кульминации за каждые сутки изменяется. В наибольшей степени это характерно для Луны; кульминация, которой за сутки запаздывает от 41^м до 65^м. Для планет изменение Т_кне превышает 2^м, а для Солнца — вовсе незначительно (не более 1^м).

В результате суточного движения кульминация светил по местному времени Т_мдля данного наблюдателя, расположенного к Е-у от нулевого меридиана, т. е. в λ_E, наступает раньше, чем на Гринвиче (Т_к), а для наблюдателя в λ_w — позже.

Практически вместо расчетов ΔТ_λ по формуле удобнее применять приложение 1Б, помещенное в конце МАЕ. Для Солнца поправку ΔТ_λне учитывают по ее малости, т. е. местное время кульминации Солнца на любом меридиане можно принимать одинаковым и равным Т_к, указанному в МАЕ для Гринвича.

Найденное после учета ΔТ_λ время будет местным временем кульминации Т_мна данном меридиане, и его обычным порядком переводят «через Гринвич» в Т_с. Во избежание путаницы полезно иметь в виду, что полученное на этом этапе расчета Т_грпоказывает, какое время на Гринвиче, когда на нашем меридиане Т_м.

Поскольку лунные сутки длиннее средних суток и равны примерно 24^ч50^м, в некоторые даты кульминации Луны на меридиане Гринвича не бывает, и в ежедневных таблицах тогда стоит прочерк. В таких случаях за исходный момент Т_кберут время на последующую дату при λ_E или на предыдущую дату — при λ_w.Тогда для отыскания разности моментов кульминации Δнадо при восточных долготах от Т_к предыдущей даты отнять выписанный момент Т_кпоследующей даты, а результат интерполирования из приложения 1Б МАЕ прибавить с его знаком к выписанному моменту Т_к последующей даты. Соответственно для западных долгот действия будут обратные, т.е. Δ определяется также через сутки — от последующего момента Т_к отнимают выписанный предыдущий момент.

В практике мореходной астрономии обычно определяют Т_сверхней и реже — нижней кульминации Солнца. Время кульминации Луны иногда нужно знать для расчета приливо-отливных явлений в навигации и лоции. Время кульминации планет вообще не определяется, хотя моменты их кульминаций Т_кдаются в МАЕ.

Видимым восходом или заходом Солнца называется момент пересечения верхним краем диска Солнца линии видимого горизонта. При этом центр Солнца за счет рефракции (преломления лучей света в атмосфере) и с учетом величины углового полудиаметра располагается ниже плоскости истинного горизонта примерно на 1°.

Знать время восхода и захода Солнца судоводителю необходимо во многих случаях: в момент захода включают, а в момент восхода выключают, согласно МППСС, навигационные огни, зажигают или тушат огни маяков, в момент захода спускают Государственный флаг. Кроме того, по восходу или заходу Солнца одним из астрономических способов довольно просто определить поправку компаса.

По МАЕ время восхода и захода Солнца можно определить сточностью до ± 1^м.

В ежедневных таблицах МАЕ приведены моменты Т_м восхода и захода Солнца на меридиане Гринвича для табличных широт (φ_Т) от 60°S до 74°N через интервалы широт Δφ_т в 10°,5° и 2°. Рядом с каждым моментом Т_м приведены их суточные изменения, напечатанные более мелкими цифрами. Для интерполирования моментов восхода и захода за широту и долготу служит приложение 1 (части А и Б), помещенное в конце МАЕ.

Для определения Т_с восхода или захода Солнца по МАЕ надо сначала из ежедневных таблиц выбрать табличное время Т_т на широту, ближайшую и меньшую по отношению к φ_с судна. Этот момент выбирают непосредственно из ежедневных таблиц, если заданная дата совпадает со средней датой трехсуточного интервала. Если же заданная дата будет на 1^д меньше или больше приведенной в МАЕ, то надо придать к моменту средней даты суточное изменение с его знаком. При этом суточное изменение берется слева для предыдущей даты и справа — для последующей (по отношению к средней дате).

Выписав в схему Т_т, в уме вычисляют и записывают с полученным знаком разность моментов Δ₁ — между следующей строкой (для большей по величине φ_т) и выбранной исходной табличной широтой. После этого надо выписать суточное изменение Δ₂,которое берется слева, если долгота восточная, и справа, если долгота западная.

Для нахождения поправок обращаются к приложению 1. По табличному интервалу широт 2°,5° или 10° (его нужно заметить в ежедневной таблице), разности φ_с—φ_т и выписанной разности моментов Δ₁ из таблицы «А. Интерполирование по широте» выбирают и записывают в схему величину поправки ΔТ_φ, знак которой одинаков со знаком Δ₁.

Затем из таблицы «Б. Поправка за долготу» по аргументам Δ₂ и λ_свыбирают значение ΔТ_λ и записывают со знаком, который был у Δ₂.

Суммируя все найденные величины, получают

Т_м=Т_т+ΔТ_φ+ΔТ_λ

и,наконец, «через Гринвич» переводят Т_мв Т_с:

Т_гр = Т_м±λ^w_E,, Т_с = Т_гр ± №^E_w .

Ввысоких широтах Солнце может не заходить, т. е. наблюдается полярный день, отмеченный в МАЕ знаком □. Соответственно полярная ночь, когда Солнце не восходит, обозначается символом □.

Для широт, превышающих 74°N или 60°S, по МАЕ момент восхода и захода Солнца определить нельзя. Для этих районов выпускаются особые таблицы.

Знание моментов восхода и захода Луны судоводителю может понадобиться для определения светлого периода ночи, что особенно важно в трудных условиях маневрирования — в узкостях, в не оборудованных навигационным ограждением районах. Моменты восхода и захода Луны на меридиане Гринвича приведены в ежедневных таблицах МАЕ. В отличие от аналогичных таблиц для Солнца моменты Т_м для Луны приведены для всех дат трехсуточного интервала разворота. Общий порядок решения этой задачи для Луны и схема решения такие же, как и для Солнца. Однако знак суточного изменения Δ₂ в таблицах не приведен, он определяется в зависимости от возрастания или убывания моментов к предыдущим или последующим суткам. Иными словами, если суточное изменение по условиям задачи (в зависимости от наименования долготы) берется, к примеру, слева, то надо отметить, увеличивается или уменьшается момент Т_мпо направлению налево.

Для некоторых дат в таблицах вместо момента Т_м стоит прочерк. В таких случаях надо выбирать время восхода или захода на последующие сутки при Е-х долготах или на предыдущие сутки при W-х. Если же и там стоит прочерк, задача не решается, т. е. Луна при этих условиях не восходит или не заходит. Эти правила действуют так же, когда в таблицах стоит символ □ — Луна постоянно над горизонтом или □ —Луна невидима.

После захода или перед восходом Солнце освещает из-за горизонта атмосферу и поэтому в течение какого-то времени не бывает полной темноты. Этот период называют сумерками.

Очевидно, что продолжительность сумерек зависит от того, как долго Солнце имеет определенное небольшое снижение под горизонтом. В мореходной астрономии принято разделять сумерки на два периода.

Гражданские сумерки — промежуток времени от видимого захода верхнего края Солнца до снижения его центра под горизонт на 6° (утром — от снижения Солнца на 6° до восхода). В этот период еще можно наблюдать и пеленговать береговые предметы. К концу гражданских сумерек (вечером) появляются, а к началу их (утром) исчезают самые яркие планеты и звезды. На практике необходимость в расчете гражданских сумерек может возникнуть, если судно находится в районе с неосвещаемым навигационным ограждением (створы, вехи, знаки).

Навигационные сумерки — промежуток времени от момента снижения центра Солнца под горизонт на 6° до момента, соответствующего снижению центра Солнца на 12° (утром — от снижения на 12° до снижения на 6°). Другими словами, вечером навигационные сумерки начинаются с концом гражданских, а утром — наоборот. В течение этого периода видна линия горизонта и могут наблюдаться главные звезды.

Навигационные сумерки рекомендуется рассчитывать для планирования и организации измерений высот звезд.

Расчет моментов начала и конца сумерек производится в принципе так же, как и расчет времени восхода или захода Солнца, однако поправка за долготу ΔТ_φ не определяется и в таблицах для сумерек не даны значения суточных изменений Δ₂. Нет необходимости также учитывать разницу в моментах за счет несовпадения заданной даты со средней датой трехсуточного интервала. Иначе говоря, задача решается в любом случае для указанной в МАЕ средней даты трехсуточного интервала.

Если гражданские сумерки продолжаются всю ночь, т. е. Солнце не опускается ниже 6° под горизонт, то наблюдаются белые ночи, отмеченные в МАЕ знаком «III». Если же Солнце не восходит, находясь также не ниже 6° под горизонтом, наблюдаются сумеречные дни, обозначенные тем же знаком «III».

Надо помнить, что начало и конец сумерек в МАЕ рассчитаны для хорошей погоды, на практике же дождь, туман, дымка и другие атмосферные факторы могут ухудшить видимость и значительно изменить моменты начала и конца сумерек.

Контрольные вопросы:

1.Из каких частей состоит МАЕ?

2.Для чего нужны основные таблицы МАЕ?

3.Для чего нужны «Основные интерполяционные таблицы» (Приложение №4)?

4.Что такое квазиразность и как она учитывается?

5.Порядок расчета часовых углов и склонений по МАЕ.

6. Порядок расчета часовых углов и склонений по МАЕ для звезд.

7. Порядок расчета часовых углов и склонений по МАЕ для планет.

ПЛАН – КОНСПЕКТ ТЕМЫ № 4.

«Использование секстанта в астронавигации»

1. Определение поправки индекса по совмещению изображений.

2. Определение поправки индекса по наблюдениям Солнца и контроль наблюдений.

3. Погрешности секстана, устраняемые на судне.

4. Уменьшение поправки индекса секстана.

5. Измерение углов и высот секстаном.

6.Астрономическая и земная рефракция.

7.Наклонение видимого горизонта.

8.Параллаксы и полудиаметры светил.

9.Порядок исправления высот светил.

Определение поправки индекса по совмещению изображений.

Этот прием наиболее прост в выполнении. В период сумерек совмещают, вращая отсчетный барабан, дважды отраженное изображение звезды с прямовидимым,затем снимают отсчет индекса и определяют і=360°-оі.

Днем ту же операцию можно проделать по двум изображениям линии видимого горизонта. Если измеряется угол между предметами, из которых хотя бы один расположен ближе 1 мили, поправку индекса определяют совмещением двух изображений близкого предмета. В этом случае совмещать надо наиболее отчетливо видимую линию на предмете, причем секстан держат вертикально, если эта линия горизонтальна, и наоборот. Способы определения поправки индекса по линии горизонта или по близкому предмету менее точны, чем по светилам.

Определение поправки индекса по наблюдениям Солнца и контроль наблюдений.

Совместить видимые диски Солнца с достаточной точностью очень трудно. Поэтому в данном случае добиваются поочередного касания противоположных краев изображений Солнца. Порядок работы таков: перед большим и малым зеркалами накидывают светофильтры разных оттенков, предварительно наведя трубу на резкость; устанавливают алидаду около нулевого деления лимба и наводят трубу на Солнце; слегка покачивая секстан вокруг оси трубы, добиваются касания краев дважды отраженного и прямовидимого изображений, снимая затем по лимбу ос, рассчитывают разность большего и меньшего отсчетов ОС и сравнивают ее с выбранным из МАЕ и умноженным на четыре значением радиуса Солнца; если разница превышает ±0',4, наблюдения повторяются.

Этот способ наиболее точен, так как дает возможность контроля. Однако требуется определенный навык для правильного совмещения изображений Солнца краями.

Погрешности секстана, устраняемые на судне.

В процессе эксплуатации секстана нарушаются положения некоторых его деталей, которые периодически определяются и устраняются на судне.

Устранение неперпендикулярности большого зеркала плоскости лимба. Сняв трубу, устанавливают секстан горизонтально. Алидаду ставят на отсчет 45° и на лимб помещают два диоптра 1 и 2 — один на отсчет 5°÷10°, второй на отсчет 120°÷130°. Располагая глаз Г в расстоянии 30÷40 см, наблюдают в большом зеркале отраженное изображение правого диоптра 2 и непосредственно рядом с краем зеркала - прямовидимое изображение левого диоптра. Передвигая глаз, или правый диоптр, добиваются совмещения изображения двух диоптров. При наличии излома их верхних срезов поворачивают торцевым ключом регулировочный винтдо совпадения верхних срезов.

Более грубо эту погрешность можно обнаружить и устранить, держа секстан в руках и наблюдая у правого края большого зеркала изображение внутренней кромки лимба. В случае обнаружения заметного излома производят показанною выше точную проверку и устраняют излом изображений, т. е. выводят погрешность.

Устранение неперпендикулярности малого зеркала плоскости лимба. Эту операцию производят после установки большого зеркала. Алидаду ставят на отсчет, близкий к 0°, и трубу наводят на неяркую звезду или Солнце (для него предварительно надо накинуть светофильтры). Если дважды отраженное изображение S₁или S₂ не располагается на одной вертикали с прямовидимым, то вращением отсчетного барабана устанавливают их рядом по горизонталии, поворачивая ключом, боковой регулировочный винт малого зеркала, смещают дважды отраженное изображение вправо или влеводо совпадения по вертикали с прямовидимым. При этом дважды отраженное изображение может переместиться несколько выше или ниже прямовидимого, т. е. изменится поправка индекса, которую надо определить заново.

Уменьшение поправки индекса секстана.

Для уменьшения величины надо установить индекс алидады на 0°, а индекс барабана

на 0' и навести трубу на бесконечно удаленный предмет. Прямовидимое и дважды отраженное изображения будут не совпадать по горизонтали. Вращая с помощью торцевого ключа верхний винт зеркала, надо переместить дважды отраженное изображение на одну горизонталь с прямовидимым. После этого надо обязательно устранить неперпендикулярность малого зеркала, действуя другим винтом на этом зеркале.

Измерение углов и высот секстаном.

Для измерения горизонтального угла секстан берут в левую руку ирасполагают лимбом в плоскости измеряемого угла. Трубу секстана наводят на более слабо видимый предмет, положим, на левый. Затем, освободив стопор, перемещают алидаду, пока в поле зрения не появится изображение правого предмета, и вращением отсчетного барабана точно совмещают прямовидимый (левый) и дважды отраженный (правый) предметы.

Если хуже виден правый предмет, можно расположить секстан в левой руке вниз зеркалами и направить трубу на правый предмет. Далее подводят к правому предмету изображение левого.

Для измерения вертикального угла направляют секстан на основание предмета, располагая лимб вертикально, и, двигая алидаду, подводят к основанию дважды отраженное изображение верхней части предмета. Обычно в таких случаях наблюдаемыми объектами служат маяки, знаки, отдельные высокие сооружения, горы.

Поправку индекса при наблюдениях близких земных предметов надо определять также по близкому прямовидимому предмету.

Обычно измеряют высоту нижнего края Солнца над линией видимого горизонта. Для этою секстан предварительно готовят к наблюдениям: устанавливают астрономическую трубу на резкость по своему глазу, проверяют, если необходимо, положение зеркал, определяют поправку индекса.

Для грубого приведения изображения Солнца к горизонту применяют несколько способов:при нулевом отсчете алидады наводят трубу на горизонт, располагая секстан примерно в вертикале Солнца, затем медленно передвигают левой рукой алидаду вперед, плавно покачивая секстан вокруг оси трубы, чтобы увеличить охват небосвода через большое зеркало, и прекращают движение алидады, когда Солнце появится в поле зрения трубы, около горизонта;накинув перед обоими зеркалами густые светофильтры, устанавливают алидаду на 0° и направляют трубу на Солнце. Медленно опускают трубу, двигая одновременно вперед алидаду, чтобы дважды отраженное изображение Солнца оставалось все время в поле зрения трубы. Когда труба достигает линии горизонта, убирают светофильтр перед малым зеркалом;установив на лимбе отсчет, равный приблизительно высоте Солнца (определяется на глаз), наводят трубу на горизонт в вертикале Солнца и, покачивая секстан и слегка двигая трубу влево и вправо, находят изображение Солнца.

Приведя изображение Солнца грубо к горизонту, надо получить точное значение высоты, т.е. совместить изображение края Солнца и горизонта.

Наиболее удобным при измерении высот Солнца является «метод ожидания» на заранее установленном отсчете секстана.

До полудня, т. е. ранее момента верхней кульминации, диск Солнца вращением отсчетного барабана слегка надвигают на линию горизонта — «утапливают в море». После полудня, т. е. позднее момента кульминации, диск Солнца немного не доводят до линии горизонта. При этом всегда надо вращать барабан в сторону увеличения отсчетов. Затем, не трогая барабан и продолжая покачивать секстан вокруг оси трубы, дожидаются, когда изображение Солнца коснется линии горизонта и в этот момент замечают показание хронометра или часов. Диск Солнца будет до полудня «выходить из воды», а после полудня — «идти в воду». Для повышения точности путем вывода среднего значения надо для каждого наблюдения измерять три—пять высот Солнца, замечая моменты хронометра.

Если наблюдатель работает с помощником, то перед касанием края Солнца горизонта подастся команда «товсь!», а в момент касания — команда «ноль» — для взятия Т_хр или Т_ч.

При работе одного наблюдателя применяют способ счета секунд на слух или нажимают кнопку секундомера в момент касания Солнца края горизонта с последующим определением Т_хрв рубке.

Некоторые штурманы на практике не применяют метод ожидания, подводя край диска Солнца к горизонту и одновременно замечая момент по секундомеру или по хронометру (по команде помощнику). Однако прием ожидания в общем дает более точные результаты.

При измерении высот Солнца и других светил надо стремиться располагать светило в момент касания горизонта в центре поля зрения трубы. Работая с секстаном СНО—Т, можно применять ночную трубу, так как она дает более удобное прямое изображение.

Наблюдения звезд обычно производят в период навигационных сумерек. Можно измерять высоты светил и в лунные ночи, причем в таких случаях надо подбирать светила, не слишком близкие к Луне по азимуту, остерегаясь «ложного горизонта».

Лучше применять ночную трубу, если она имеется в комплекте секстана.

Применяются три способа измерения высот звезд:

1. Установив алидаду на 0°, направляют трубу на звезду и, двигая алидаду вперед и опуская трубу, подводят изображение звезды к горизонту. Этот прием удобно применять, когда звезды хорошо видны невооруженным глазом — в конце вечерних или в начале утренних сумерек.

2. Алидаду устанавливают на отсчет лимба, равный приближенной высоте звезды, полученной по звездному глобусу. Секстан располагают с помощью пеленгатора компаса по примерному азимуту звезды, также определяемому по глобусу. Покачивая и слегка перемещая секстан по горизонту, находят изображение звезды. Этот способ можно особенно рекомендовать, так как он позволяет измерять высоты при лучшей видимости горизонта, когда небосвод светлый. К тому же он позволяет увеличить период наблюдений, что особо важно в низких широтах, где сумерки короткие.

3. Устанавливают алидаду на 0°, берут секстан в левую руку, перевернув вверх лимбом, и направляют трубу на звезду. Затем, двигая алидаду, подводят горизонт к изображению звезды и, вернув секстан в прямое положение, заканчивают измерения обычным порядком. Этот прием рекомендуется для слабых звезд, которые легко спутать с соседними.

Метод ожидания для звезд не применяют, и после приблизительного подведения изображения звезды к горизонту сразу добиваются точного их совмещения, действуя отсчетным барабаном.

Получение средних значений ос и Т_хр из серии трех—пяти высот для звезд особенно важно, поэтому производить сумеречные наблюдения в одиночку очень трудно; рекомендуется всегда привлекать второго наблюдателя. Надо отметить, что вообще измерения высот звезд и планет представляют весьма сложную операцию, требующую навыков и сноровки.

После регулировки секстана определяют поправку индекса секстана i следующим образом: перегоняют дважды отраженное изображение Солнца выше истинного, так чтобы они касались друг друга, и снимают первый отсчет секстана ос₁; затем перегоняют дважды отраженное изображение Солнца ниже истинного, так чтобы они касались друг друга, и снимают второй отсчет секстана ос₂. По формуле рассчитываем поправку индекса:

i=360°-

Инструментальная поправка секстана s приводится в паспорте или формуляре прибора через каждые 10° в виде таблицы или графика.

Астрономическая и земная рефракция.

Высота светила как сферическая координата — это угол между плоскостью истинного горизонта и направлением на светило, принимаемое за геометрическую точку. Однако в действительности путь световых лучей в атмосфере не бывает строго прямолинейным, высоты измеряют над видимым горизонтом из различных точек над поверхностью, а для Солнца и Луны, кроме того, измеряют высоту какого-либо края видимого диска. Для исключения действия указанных причин на результат и для получения верной высоты в измеренную высоту вводят поправки. Эта операция называется исправлением высот светил.

Астрономическая рефракция. Проходя через земную атмосферу, лучи света изменяют прямолинейное направление. Вследствие увеличения плотности атмосферы преломление световых лучей усиливается по мере приближения к поверхности Земли. В результате наблюдатель видит небесные светила как бы приподнятыми над горизонтом на угол, получивший название астрономической рефракции ρ.

На плакате в точке А расположен глаз наблюдателя, линия НАН—его истинный горизонт. Пришедшие от бесконечно удаленного светила, параллельные лучи света входят в земную атмосферу и преломляются. Наблюдатель видит светило не по истинному направлению AS₁, а по линии AS₂, касательной к траектории луча в точке А. Атмосфера условно представлена в виде концентрических слоев, плотность, которых убывает по мере удаления от поверхности Земли.

Из плаката видно, что һ=һ¹-ρ, т. е. истинная высота меньше измеренной, и, следовательно, астрономическая рефракция всегда вычитается из измеренной высоты.

Величина рефракции зависит от многих факторов и может изменяться в каждом месте на Земле даже в течение суток.

Значения поправки высоты за рефракцию Δһ_ρ, вычисленные по точным формулам, приводятся в табл. 9-а МТ—75 и в МАЕ, откуда можно выбрать поправку по аргументу: видимая высота һ_в при температуре воздуха t = + 10°С и атмосферном давлении В =760 мм. При других значениях температуры и давления надо вводить поправки к высоте Δһ_tи Δһ_в, которые учитываются для всех светил при высотах менее 50° и даются в табл. 14-а и 14-б МТ—75 и МАЕ.

Лучи света при малых высотах значительную часть своего пути проходят вблизи поверхности Земли, где часты большие колебания температуры и давления, а значит и плотности воздуха. Поэтому рекомендуется на практике избегать измерений высот менее 3°.

Земная рефракция. В мореходной астрономии и навигации приходится иметь дело также с земной рефракцией, возникающей вследствие преломления световых лучей, идущих от предметов, находящихся в пределах земной атмосферы.

На плакате наблюдатель Авидит предмет В по направлению АВ, так как действует земная рефракция ρ₁, а наблюдатель В видит предмет А по направлению ВА из-за рефракции ρ₂. Обычно считают ρ₁=ρ₂=ρ

Земная рефракция самостоятельно не учитывается, но оказывает большое влияние на величину наклонения.

Наклонение видимого горизонта.

Возвышение глаза над уровнем моря в метрах обозначается буквой е, которое состоит из суммы – высоты наблюдения от уреза воды плюс рост наблюдателя.

Угол между плоскостью истинного горизонта и направлением на видимый горизонт называют наклонением видимого горизонтаd.

Для получения высоты над истинным горизонтом наклонение видимого горизонта надо вычесть из измеренной высоты: һ_в=һ¹ – d

Измеренная высота, исправленная величиной d, называется видимой высотой һ_в. При увеличении высоты глаза наблюдателя наклонение видимого горизонта также увеличивается, а при е = 0 имеем d = 0, так как видимый горизонт совпадает с истинным.

Величина dзависит также от земной рефракции ρ, которая часто непостоянна. Для среднего значения радиуса Земли и коэффициента К=0,16 получено выражение для наклонения видимого горизонта (в дуговых минутах):

d=1.7603

По этой формуле рассчитана табл. 11-а МТ—75 и в МАЕ, откуда dвыбирается по аргументу е.

Для определения действительных значений наклонения видимого горизонта при фактических условиях наблюдений могут применяться специальные угломерные инструменты — наклономеры.

Наклономером измеряют вертикальный угол В'АВ' (плакат) между направлениями на противоположные части видимого горизонта. Так как этот угол равен 180° + 2d при измерении через зенит и 180°— 2d при измерении через надир, то можно по разности измерений получить d.

Параллаксы и полудиаметры светил.

Направления из разных точек земной поверхности на светило, расположенное сравнительно близко, не будут параллельными. Для того чтобы сравнивать между собой наблюдения, сделанные из различных точек земной поверхности, в астрономии принято небесные координаты относить к центру Земли, как это сделано при составлении таблиц МАЕ. Для приведения высоты, измеренной с поверхности Земли, к высоте, измеренной как бы из центра Земли, служит величина суточного параллакса р, названного так потому, что его величина для данного наблюдателя изменяется в течение суток.

Параллаксом называют угол между направлениями на светило с поверхности и из центра Земли, или угол при светиле, под которым был бы виден радиус Земли для данного наблюдателя со светила.

h=h' + p

Параллакс должен учитываться с положительным знаком. В течение суток величина параллакса меняется от максимального значения для положения светила на горизонте и называемого горизонтальным параллаксом р₀до нуля при положении светила в зените. В любой промежуточный момент параллакс определяют по выражению

р = р₀ сos һ¹

Значения поправок за рефракцию и параллакс для планет Δһ_ρ+р приведены в таблицах 11-а МТ—75 и в МАЕ.

По причине эллипсоидальности Земли величина горизонтального параллакса для наблюдателя на экваторе, где радиус Земли максимален, будет самой большой. Такой параллакс называют экваториальным.

Параллакс р₀зависит также от расстояния до светила, поэтому достигает заметных величин только для наиболее близких к Земле светил. Наибольший параллакс имеет Луна, у которой р₀ = 53,5¹÷61,5¹, параллакс Венеры колеблется от 0,1¹ до 0,6¹, параллакс Марса— от 0,1¹ до 0,4¹; для Солнца в среднем р₀ =0,15¹; параллаксы Юпитера и Сатурна меньше 0,1¹.

Значения горизонтального экваториального параллакса планет даны в ежедневных таблицах МАЕ, ниже колонки склонений, а для Солнца и Луны — в нижнем углу правой страницы. Суточный параллакс дальних планет и звезд чрезвычайно мал и в мореходной астрономии принимается равным нулю.

При наблюдениях Солнца и Луны измеряют высоту верхнего или нижнего края видимого диска. Поэтому при решении задач приходится учитывать значения видимого полудиаметра, или углового радиуса R, Солнца и Луны.

Величины полудиаметров Солнца и Луны приведены рядом со значениями параллаксов, на правой странице ежедневных таблиц МАЕ. Полудиаметр Солнца дан также в таблицах ВАС—58 и ТВА—57.

Порядок исправления высот светил.

Для исключения возникающих погрешностей и для получения теоретически правильной высоты в отсчет секстана надо вводить поправки. Получаемые при этом значения высот носят специальные названия:

- отсчет секстана ОС после исправления поправкой индекса i иинструментальной поправкой s дает измеренную высоту края светила: һ¹=ос+i+s;

- измеренная высота после исправления наклонением видимого горизонта d называется видимой высотой края светила h_B;

- видимая высота, исправленная астрономической рефракцией, называется топоцентрической высотой светила, а топоцентрическая высота, исправленная полудиаметром, называется истинной высотой центра светила;

- после исправления истинной высоты края светила параллаксом получим геоцентрическую высоту центра светила, которую называют также обсервованной высотой и обозначают һ со знаком конкретного светила.

С учетом знаков всех указанных поправок и вводя возможные поправки за температуру и давление, получим общие формулы исправления высот:

- для звезд һ= ос+i+s-d-Δһ_ρ±Δһ_t±Δһ_в;

- для Солнца и Луны һ= ос+i+s-d±Δһ_о±Δһ_t±Δһ_в

где Δһ_о= Δһ_ρ+р± R -знак « + » при величине R берется для наблюдений нижнего края, а знак «—» — при наблюдениях верхнего края светила. Поправка Δһ_о для Солнца и Луны приводится в таблицах МТ—75 и в МАЕ.

- для планет(кроме Солнца и Луны)

һ= ос+i+s-d±Δһ_ρ₊_р±Δһ_d±Δһ_t±Δһ_в

гдеΔһ_d –дополнительная поправка.

Контрольные вопросы:

1. Какие регулировки секстана производятся в судовых условиях и для чего?

2. Как определить поправку индекса секстана?

3. Способы определения поправки индекса секстана?

4. Как измеряются высоты светил?

5. Как измеряются вертикальные и горизонтальные углы на береговые объекты?

6.Что такое астрономическая рефракция и как она учитывается при исправлении высот светил?

7.Что такое земная рефракция?

8.Что такое наклонение видимого горизонта и как она учитывается при исправлении высот светил?

9.Как определить высоту глаза наблюдателя?

10.Что такое параллакс светил и как он учитывается при исправлении высот планет?

ПЛАН – КОНСПЕКТ ТЕМЫ № 5 и 6.

«Астрономические способы определения поправки компаса»

1.Определение поправки компаса по небесным светилам.

2.Определение поправки компаса в момент видимого восхода или захода Солнца.

3.Определение поправки компаса по Полярной звезде.

Определение поправки компаса по небесным светилам.

Определение поправки компаса в море является одной из важнейших задач в судовождении. Не зная верного значения ΔК, судоводитель не в состоянии обеспечить необходимой точности счисления пути судна, а также и навигационных обсерваций. Как известно, поправки судовых компасов определяют по береговым створам. Однако с течением времени по различным причинам величины поправок гироскопических и особенно магнитных компасов претерпевают изменения. Вследствие этого при нахождении судна в море необходимо систематически определять верные значения поправок компасов. В открытом море это возможно делать только по небесным светилам, т. е. астрономическими методами. В прибрежном плавании, когда нет возможности воспользоваться специальными створами, определение поправки компаса также следует делать астрономическим путем, т.к точность определения ΔК при единичном пересечении створа оказывается недостаточной.

Из курса навигации известно, что величина и знак общей поправки компаса определяются как разность истинного и компасного направлений на какой-либо объект:

ΔК=ИП-КП

При этом ИП береговых створов указывается на карте или в навигационном пособии. Величину компасного пеленга створа получают по компасу в момент нахождения судна на створной линии.

При астрономическом определении ΔК также наблюдается компасный пеленг какого-либо светила, но его ИП судоводителю приходится рассчитывать самому.

Истинный пеленг светила представляет собой его азимут, выраженный в круговом счете, т.е.: ΔК = А - КП

При получении азимута принимаются в расчет счислимые координаты судна φ_с и λ_с, в которых могут содержаться значительные погрешности, поэтому и в вычисленном азимуте А также может возникнуть погрешность. В свою очередь КП светила содержит в себе систематические и случайные погрешности наблюдений. Следовательно, поправка компаса будет иметь погрешность большей или меньшей величины. Однако, как показывают исследования, ΔК вычисляется с достаточной для практики точностью, если при ее определении соблюдать некоторые рекомендации:

- для уменьшения влияния погрешностей в φ_с и λ_с на вычисленный азимут, следует подбирать для наблюдений светила с высотой не больше 15°÷20°;

- для уменьшения систематических погрешностей в КП рекомендуется: периодически производить выверку пеленгатора;

- в момент взятия пеленга удерживать визирную плоскость пеленгатора в вертикале светила, для чего не наклонять котелок компаса руками влево или вправо, а при наличии у пеленгатора уровня — следить за его положением;

- подбирать светила с небольшими высотами, при которых возможно их непосредственное пеленгование без употребления откидного зеркала. Это последнее требование согласуется с условиями, при которых погрешности в счислимых координатах оказывают наименьшее влияние на точность вычисляемого А светила;

- не ограничиваться единичным наблюдением, а брать 3÷5 отсчетов пеленгов с последующим их осреднением.

Необходимо помнить, что наблюдения при определении ΔК нельзя выполнять во время циркуляции, а также в течение некоторого времени после ее завершения. Определение поправки гироскопического компаса, например, следует производить не ранее чем через 2÷3 ч после последнего маневра, когда чувствительный элемент окончательно установится в меридиане. Время, затраченное на наблюдения и вычисления, не должно превышать 30 мин.

Поправка компаса так называемым общим способом определяется при определении обсервованного места судна с использованием небесных объектов. На один из небесных объектов снимается серия пеленгов 3÷5, которые усредняются. При расчете ВЛП этого небесного объекта по таблицам ТВА-57 или ВАС-58 получаем счислимый азимут А_с, который переводят в круговой отсчет, т.е. в истинный пеленг ИП. По формуле рассчитывается поправка компаса

ΔК=ИП-КП

Определение поправки компаса в момент видимого восхода или захода Солнца.

В момент касания верхнего края Солнца линии видимого горизонта, центр светила располагается ниже истинного горизонта, т. е. имеет отрицательную высоту. При высоте глаза наблюдается е=12 м, наиболее характерной для большинства судов, снижение центра Солнца в момент его видимого восхода или захода составляет —57,8¹. Оно складывается из наклонения горизонта, среднего полудиаметра, параллакса и рефракции.

При известном снижении азимуты Солнца в момент его видимого восхода или захода могут быть заранее рассчитаны по преобразованной формуле.

Значения азимутов для φ от 0° до 72° и δ от 0° до 24°, приводятся в табл. 20-а и 20-б МТ—75.

Выборку табличного азимута А_т из табл. 20-а и 20-б производят по счислимой широте и склонению Солнца с интерполяцией по обоим аргументам. В табл. 20-а входят при одноименных φи δ, в табл. 20-б — при разноименных. Азимуты получают в полукруговом отсчете. В северном полушарии наименование азимута будет N0 при восходе и NW при заходе. В южном полушарии SО при восходе и SW при заходе.

Получение поправки компаса в момент видимого восхода или захода Солнца на практике сводится к следующему:

- с помощью МАЕ рассчитывают предварительно судовое время захода (восхода) и берут компасный пеленг верхнего края светила в момент касания его линии видимого горизонта. Если наблюдения проводят утром, то, чтобы не пропустить момент появления верхнего края Солнца, рекомендуется заранее выбрать из табл. 20-а или 20-б приближенный азимут его восхода, который переводится в компасный пеленг. За несколько минут до рассчитанного судового времени восхода устанавливают пеленгатор по вычисленному пеленгу и замечают отсчет по картушке при появлении верхнего края Солнца;

- при пеленговании Солнца засекается время по судовым часам, которое переводят в гринвичское для выборки из МАЕ приближенной величины склонения (с точностью до 0,1°)и снятия с карты счислимой широты.

Азимут Солнца, полученный из табл. 20-а или 20-б, для сравнения с КП_☼ переводят в круговой счет, т.е. в ИП.

Этот сравнительно простой способ определения поправки компаса должен рассматриваться как приближенный, так как берется один пеленг Солнца и, следовательно, не представляется возможным уменьшить влияние случайных погрешностей наблюдений и выявить возможный промах. Кроме того, если высота глаза наблюдателя отличается от 12 м, вычисленная поправка компаса будет содержать некоторую погрешность и по этой причине. Для уменьшения влияния погрешностей берется серия пеленгов на Солнце 3÷5, которая усредняется.

Порядок проведения наблюдений.

С использованием МАЕ, рассчитывается судовое время восхода или захода Солнца. В момент, когда верхний край Солнечного диска коснется уреза воды или слегка выглядывает из уреза воды, на его середину берется серия пеленгов 3÷5, которые усредняются. По судовым часам засекается время с точностью до минуты и с карты снимаются счислимые координаты.

По МАЕ на рассчитанное гринвичское время, выбирается значение склонения Солнца.

По таблицам 20-а и 20-б МТ—75 путем интерполяции рассчитывается азимут Солнца в полукруговом отсчете. Полученный азимут переводят в круговой отсчет, т.е. в истинный пеленг ИП. По формуле ΔК=ИП-КП рассчитываем поправку компаса.

Определение поправки компаса по Полярной звезде.

При плавании в малых северных широтах удобным объектом для определения поправки компаса является Полярная звезда.

Так как полярное расстояние Δ = 90° — δ этой звезды составляет приблизительно 0,9°, то в суточном движении она описывает вокруг Северного полюса мира параллель, сферический радиус которой очень мал. Вследствие этого высота Полярной в любой момент остается близкой к высоте полюса, или, что все равно, к широте наблюдателя. Азимуты Полярной меняются незначительно и могут находиться в пределах от 0° при кульминации звезды до 1,2° N0 или NW в элонгациях для широт, меньших 35°. Указанные обстоятельства позволяют получить упрощенную формулу для вычисления азимута Полярной:

А=Δsecφsin(S_м-α)

Если подставить в формулу средние за данный год значения прямого восхождения α и полярного расстояния Δ Полярной звезды, то величина азимута будет являться функцией только двух переменных: широты φ и местного звездного времени S_M. По формуле для разных значений аргументов φ и S_М на данный год вычисляется таблица «Азимут Полярной», которая приводится в МАЕ.

Выбранный из таблицы азимут соответствует N0 или NW четверти горизонта. Правило определения наименования четверти приводится внизу таблицы.

Определение поправки компаса по Полярной звезде возможно в широтах от 0° до 15° N при непосредственном пеленговании светила, до 40°—50° N при пользовании отражательным зеркалом.

Порядок проведения наблюдений.

Снимаем серию компасных пеленгов звезды 3÷5, взятых в быстрой последовательнос-

ти, которые усредняются (получаем КП_ср). Время наблюдений вследствие медленного изменения азимута можно замечать по судовым часам с точностью до 5 мин. Счислимые координаты судна достаточно знать с точностью до 1°.

Вычислив гринвичское время наблюдений, выбирают по нему из МАЕ гринвичский часовой угол t_гр^Υ, который переводят долготой λ_с в местный t_м^Υ. Выбранный из таблицы «Азимут Полярной» по МАЕ азимут звезды переводят в круговой счет. Входными аргументами в эту таблицу являются местный часовой угол точки Овна t_м^Υ и счислимая широта φ_с.

По формуле ΔК=ИП-КП рассчитываем поправку компаса.

Контрольные вопросы:

1.Какие способы определения поправки компаса в море применяются в судовождении?

2.Почему можно использовать Солнце в момент видимого восхода или захода для определения поправки компаса?

3.Порядок проведения наблюдений за Солнцем при определении поправки компаса.

4 Почему можно использовать Полярную звезду для определения поправки компаса?

5.Порядок проведения наблюдений за Полярной звездой при определении поправки компаса.

ПЛАН – КОНСПЕКТ ТЕМ №№ 7÷11.

«Определение места судна в море астрономическими методами»

1. Погрешности в высотной линии положения.

2. Определение места судна по одновременным наблюдениям светил.

3. Определение места судна по разновременным наблюдениям светил.

4. Частные случаи определения координат судна или его места.

Погрешности в высотной линии положения.

Проложенная на карте высотная линия будет соответствовать действительной линии положения наблюдателя только в том случае, если ее элементы А_с и Δһ не содержат в себе никаких погрешностей.

Счислимый азимут А_с независимо от того, получен ли он по формулам сферической тригонометрии или с помощью таблиц, как правило, имеет погрешность вычислений, значительно меньшую той точности, с которой он прокладывается на карте. Поэтому можно считать, что А_с не содержит погрешностей и, следовательно, не влияет на точность линии положения.

Погрешности в величине переноса Δһ = һ—һ_с зависят от погрешностей в обсервованной и счислимой высотах. В обсервованной высоте могут содержаться погрешности систематического и случайного характера. Первые из них проявляются в основном из-за неточного учета наклонения видимого горизонта и инструментальной поправки секстана. Величина и знак систематической погрешности Δ в каждом конкретном случае определения места судна остаются неизвестными для судоводителя. Если секстан прошел выверку, а при наблюдениях использовался наклономер, то значение Δ можно не учитывать.

Случайная погрешность обсервованной высоты характеризуется величиной средней квадратичной погрешности т_һ.Для наблюдателя, имеющего достаточный опыт, ориентировочные значения т_һизмерения одной высоты в благоприятных условиях составляют: для Солнца и Луны 0,4¹—0,9¹, для звезд и планет — 0,6¹—1,2¹.

На практике не следует измерять менее трех высот каждого светила. При трех измерениях погрешности среднего арифметического уменьшаются по сравнению с погрешностями одного измерения и могут приниматься равными:

для Солнца и Луны

т_һср= =±0,4¹

для звезд и планет

т_һср= =±0,6¹

где N— число измерений.

Погрешности в счислимой высоте һ_с имеют только случайный характер. Их величина зависит от принятого способа решения параллактического треугольника. Исследования показали, что как при вычислении по формулам сферической тригонометрии, так и при расчетах с помощью специальных таблиц (ВАС - 58, ТВА - 57) средняя квадратичная погрешность в счислимой высоте не превышает ±0,3¹.

Средняя квадратичная погрешность в переносе, или, что-то - же, в линии положения, включает в себя погрешность обсервованной и счислимой высот. Ее величина выражается

формулой m_лп=±

Для средних условий наблюдений, если измерялось не менее трех высот светила, величина т_лп может приниматься равной: для Солнца и Луны - m_лп=±0,5¹;

для звезд и планет m_лп=±0,7¹.

Определение места судна по одновременным наблюдениям светил.

Для получения надежной обсервации необходимо обеспечить качественное проведение астрономических наблюдений. Наблюдение заключается в основном в измерении высот светил, подобранных для получения обсервации, с одновременным фиксированием момента по хронометру. Хорошее выполнение этих операций, особенно при получении обсервации в сумерки, требует от судоводителя высокой квалификации, которая достигается систематическими тренировками. Важным условием, обеспечивающим надежность измерений, является также тщательная подготовка к астрономическим наблюдениям.

Практикой судовождения и теоретическими исследованиями выработаны основные положения, которыми необходимо руководствоваться при подготовке и измерении высот ночных светил — звезд и планет:

1. для успешного проведения сумеречных наблюдений светил обязательно заранее подобрать с помощью звездного глобуса шесть — восемь ярких звезд и планет (последние предварительно наносятся на глобус) и составить схему их расположения относительно диаметральной плоскости судна. Выполнение этого требования позволит при наблюдениях располагать двумя, тремя и четырьмя подходящими светилами даже в случае, если часть неба будет закрыта облаками;

2. при подборе светил по глобусу не забывать, что их высоты должны быть в пределах от 10° до 70° и по возможности близкими по величине;

3. никогда не следует пренебрегать измерениями высот планет, особенно Венеры и Юпитера, яркость которых всегда больше, чем у звезд;

4. предварительно установленный глобус полезно держать в штурманской рубке или на палубе, вблизи места наблюдений, и по ходу работ корректировать его установку по S_м. Для этого глобус поворачивают вокруг оси мира на угол, равный изменению времени от первоначального момента установки (разность времени переводится в дуговые единицы с точностью до ±1° в уме и прибавляется к первому S_м);

5. самое подходящее время для наблюдений звезд и планет — период сумерек, который необходимо обязательно рассчитывать заранее для установки звездного глобуса. Вечерние наблюдения следует начинать сразу после захода Солнца, стараясь сначала обнаружить наиболее яркие светила через трубку секстана ранее, чем они будут видны невооруженным глазом. Для этих целей используют координаты светил, полученных с помощью звездного глобуса. Соответственно утром измерения высот ярких звезд и планет желательно производить ближе к концу навигационных сумерек. Измеренные при этих условиях высоты будут особенно надежные, так как хорошо видна линия горизонта;

6. в общем случае рекомендуется сначала измерять высоты светил, расположенных на Е-х румбах, так как вечером там скорее пропадает горизонт, а утром скорее исчезают звезды. Однако это требование вторично по отношению кизложенному выше: вечером высоты ярких светил лучше измерять первыми, а утром — последними, так как в обоих случаях достигается наилучшая видимость горизонта под ними;

7. достаточно быстрые и надежные измерения высот ночных светил возможны только при работе двух наблюдателей. Один из них располагается рядом с хронометром (или с наблюдателем, измеряющим высоты, если отсчеты берутся по палубным часам) и замечает по команде «ноль!» моменты Т_хр (Т_ч). Около моментов записывают соответствующие им отсчеты секстана. Это очень облегчает наблюдения, поэтому рекомендуется подготовить для выполнения данной операции опытного матроса, систематически тренируя его;

8. измерения высот ночных светил полезно вести двумя или тремя парами наблюдателей, которые используют для определения времени разные хронометры.

Сверка результатов наблюдений позволит обнаружить грубый промах.

В измеренных высотах неизбежно будут присутствовать случайные и систематические (повторяющиеся) погрешности наблюдений. Исследования показывают, что для уменьшения совместного действия этих погрешностей на точность обсервации следует подбирать два светила с разностью азимутов, близкой к 70°÷80°. Если нельзя выполнить это требование, то необходимо, чтобы разность азимутов была, по крайней мере, больше 30° и меньше 90°.

Обсервованное место судна принимается в пересечении двух, а иногда и более линий положения, которые вычисляют по результатам наблюдений двух, трех или четырех светил. На практике, чтобы уменьшить влияние случайных погрешностей, измеряют три ÷ пять высот каждого светила, замечая одновременно моменты по хронометру. Высоты и моменты усредняют. Между средними моментами измерений высот светил проходит определенный промежуток времени, который, в зависимости от опытности судоводителя, числа высот в каждой серии и условий наблюдений, может составить от 5 до 15 мин и более. В течение этого времени судно перемещается по поверхности Земли. Вместе с судном перемещаются зенит наблюдателя и связанная с зенитом плоскость горизонта. При этом та его часть, которая лежит в направлении движения судна, наклоняется, а противоположная — поднимается. Следовательно, высоты любого светила, расположенного на носовых курсовых углах движущегося судна, последовательно увеличиваются, а высоты светила, находящегося позади траверза, уменьшаются. В результате нарушается обязательное условие получения обсервации по одновременным наблюдениям светил — соответствие каждой из изолиний одному и тому же положению наблюдателя на поверхности Земли. Для осуществления этого требования осредненные высоты светил приводят к одному месту наблюдений или, как принято говорить в мореходной астрономии, к одному зениту. Приведение высот производят путем внесения в результаты наблюдений специальной поправки, учитывающей изменение высоты за счет перемещения судна.

После этого все высоты можно будет считать как бы измеренными из одной точки на Земле.

Для нахождения величины поправки рассмотрим плакат. В момент первых измерений Т₁ наблюдатель находится в точке С₁, а его зенит в точке Z₁. Измеренная высота светила F равна һ₁. В момент вторых измерений Т₂, совершив плавание S, наблюдатель оказался в точке С₂, а его зенит — в точке Z₂. Высота светила F теперь равна һ₂. Дуга Z₁Z₂ в минутах (') равна плаванию судна S в морских милях за время между измерениями высот Т₂—Т₁. Угол P_NZ₁Z₂ является ИК судна, угол P_NZ₁F — азимут светила, а угол FZ₁Z₂ — курсовой угол на светило Q = A— ИК.

Поправка Δһ_Z, учитывающая изменение высоты светила F от перемещения судна, определится как разность зенитных расстояний z₁ и z₂

Δһ_z=(90°-һ₁) – (90°-һ₂)= &#

1 23

Дата добавления: 2015-09-14; просмотров: 6558;