Лекции.Орг
 

Категории:


Нейроглия (или проще глия, глиальные клетки): Структурная и функциональная единица нервной ткани и он состоит из тела...


Объективные признаки состава административного правонарушения: являются общественные отношения, урегулированные нормами права и охраняемые...


Расположение электрооборудования электропоезда ЭД4М

Методы определения географической широты местности.

1) Определение φ и u по измеренным зенитным расстояниям

cos z = sin φ sin δ + cos φ cos δ cos t и t = T' + u – a (1)

Если для двух (или более) светил, для которых по Астрономическому ежегоднику известны a и δ, измерены z (или h) по звёздным часам в момент времени T', то по (1) можно найти φ и u.

 

2) Определение φ и u в момент кульминации (t = 0 или 12h)

Для верхней кульминации к югу от зенита: φ = δ + z (2)

Для верхней кульминации к северу от зенита: φ = δ – z (3)

Для нижней кульминации: φ = 1800 – δ – z (4)

Т.о., по известному δ и измеренному z из (2) – (4) определяют широту

20.Методы определения координат и положений звёзд (a и d).

Абсолютные и относительные методы измерения экваториальных координат.

Измеряются зенитные расстояния (или высоты) незаходящей звезды в верхней и нижней кульминации:

 

zв.к. = δ – φи zн.к. = 1800 – φ – δ

 

Откуда: δ = 900 – ½ (zн.к.zв.к.) и φ = 900 – ½ (zн.к. + zв.к.)

 

Т.е. определена широта места наблюдения и склонение одной звезды. Аналогичным образом находятся φ и δ для нескольких незаходящих звёзд, и значение φ усредняется. Далее по формулам (2) – (4) находятся склонения других звёзд (в т.ч. и заходящих).

Абсолютный метод определения прямых восхождений:

EE' – эклиптика, QQ' – небесный экватор

ε – наклонение эклиптики к экватору (угол между плоскостями)

mC – склонение центра Солнца δ(дуга на поверхности сферы)

¡m – прямое восхождение Солнца a

Сферический треугольник ¡mC – прямоугольный, поэтому:

Вблизи дней солнцестояний (т.е. когда δ принимает экстремальные значения) проводят измерения δ, абсолютная величина которого = ε.

Далее вычисляется a и s = a = T' + u, т.е. поправка часов.

Выбираются 30 – 40 ярких звёзд, равномерно расположенных вдоль эклиптики и небесного экватора, и которые можно наблюдать до или после наблюдений Солнца. Такие звёзды называются часовыми.

При наблюдении часовых звёзд определяют их моменты прохождения через меридиан (кульминации): T'1, T'2, …, T'n.

При наблюдении Солнца определяется момент его прохождения через меридиан T' и зенитное расстояние в этот момент z. Далее вычисляется δ и a, а также поправки и ход часов на каждый день наблюдения.

Для каждого дня наблюдения составляют уравнения для Солнца и часовых звёзд: a = T' + u, a1 = T'1 + u1, …, an = T'n + un.

В уравнении для Солнца известны все величины, а в уравнениях для часовых звёзд – величины T'i и поправки часов: ui = u + ω(T'iT').

Т.о. можно определить прямые восхождения звёзд абсолютным методом:

ai = T'i + u + ω(T'iT').

В этом методе наблюдения Солнца необходимы для фиксации положения точки ¡ среди звёзд. С этой целью вместо Солнца можно наблюдать любую планету (в т.ч. и малую) Солнечной системы.

Относительные методы:

В относительных методах определение координат сводится к измерению разностей Δδ и Δa определяемых и опорных звёзд:

T – Ti = a – ai = Δai

z – zi = δ – δi = Δδi

 

 


<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Измерение времени. Поправка часов и ход часов. Служба времени. | Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил.

Дата добавления: 2015-10-01; просмотров: 628 | Нарушение авторских прав


Рекомендуемый контект:


Поиск на сайте:


© 2015-2019 lektsii.org - Контакты - Последнее добавление

Ген: 0.001 с.