Что значит "геодезическая астрономия"

часть практической астрономии, в которой разрабатываются методы использования результатов астрономических наблюдений для геодезических и картографических работ.

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 Г. а. часто называют полевой астрономией. Точка земной поверхности, в которой широта, долгота и азимут определены из астрономических наблюдений, называется астрономическим пунктом . Предмет Г. а. 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 Г. а. 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 Г. а. служат: универсальный инструмент , полевой хронометр и радиоприёмник для приёма сигналов времени. В Г. а. 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 PN, зенит места Z и наблюдаемое светило а дугами больших кругов, получим т. н. параллактический треугольник PNZs, в котором угол при вершине Z есть дополнение азимута а* светила до 180╟ и угол при вершине PN 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 = dS ≈ zS = dN ≈ zN. 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 T2прохождений 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 + u

1. = 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.