Широта места астрономическая

На прилагаемой фиг. 32 ЛВ обозначает натяжение mg, ВС — истинный вес mg , а АС — результирующую тю г. Следовательно, если географическую широту места наблюдения, определяемую астрономическим путем, т. е. угол, образуемый линиею отвеса с плоскостью экватора, обозначить через 1, то мы будем иметь [c.94]

Навигационные и астрономические сумерки длятся дольше. За начало или конец навигационных сумерек принимается тот момент, когда высота Солнца становится равной минус 12°, а астрономических — минус 18°. В течение гражданских сумерек свечение неба создает такую естественную освещенность, которая еще позволяет визуально обнаруживать самолеты в воздухе и распознавать ориентиры на земле. При высотах Солнца от минус 6 до минус 12° на небе видны лишь только наиболее яркие планеты и звезды. В конце вечерних астрономических сумерек исчезают последние следы вечерней зари и на небе становятся видны слабые звезды до 6-й звездной величины включительно. Продолжительность вечерних и утренних сумерек для данной точки земной поверхности в один и тот же день практически одинакова. Границы сумеречного периода не имеют резкого очертания и сдвигаются под влиянием атмосферных условий. Они зависят от географической широты места наблюдателя и от склонения Солнца. Самые короткие сумерки бывают в дни равноденствий и на земном экваторе, а самые длинные — в дни солнцестояний и на географических полюсах. [c.64]

В практике применяются следующие наиболее распространенные способы определения поправки секстанта измерение высоты светила в момент его кульминации прокладка астрономических линий положения сравнение широты места наблюдателя, снятой с карты, с широтой, полученной по измеренной высоте Полярной звезды. [c.166]

Угол между местной вертикалью и экватором Земли (угол <р) называется астрономической широтой места. Из рис. 25 легко получить [c.75]

Сила имеет наибольшее значение на экваторе, где r=R, и составляет там около 0,34% от силы тяготения. Наибольшая разность показанных на рис. 250 углов (геоцентрическая широта) и ф (астрономическая широта) имеет место при /.=45° и равна приблизительно О,Г. [c.228]

Получив, таким образом, величину Эйлер, как указано в 143, возвращается к величинам х ж составляет продолжение глав части второй и определяет величины последних членов этих выражений, что и. представляет содержание 458—548. Затем он составляет сводку выведенных для координат х z Выражении, после чего, сравнив развитую им теорию с теорией Клеро ( 559—636), переходит к астрономическим приложениям своей теории и к составлению вспомогательных таблиц, упрощающих вычисление места Луны, т. е. долготы и широты ее и параллакса Для этого он сперва развивает в 550—554 выражения для ж, у, з в чисто численном виде, а именно [c.87]

Отсюда очевидно, насколько просто по известным значениям х у, е находится место Луны, определяемое ее астрономическими координатами— широтою и долготою, а именно по формулам (1) и (2) определяются углы <р и ф, и если обозначить через среднюю долготу Луны, то истинная ее долгота будет -ь (р, широта же есть [c.95]

Луны для любого заданного времени, однако в этих элементах может заключаться погрешность, достигающая одной минуты. Но эти определения могли бы быть без большого труда выполнены, если бы имелось достаточное число точнейших наблюдений Луны. На самом же деле, как мне сообщено, обыкновенно производимые астрономические наблюдения доставляют результаты, которые могут отличаться от истинных на целую минуту это главным образом относится до результатов, выводимых из наблюдений кульминаций Луны, при которых определяется сперва высота верхнего нли нижнего края, затем прохождение через меридиан левого или правого края лунного диска. В высоте же, как наблюденной, так и исправленной рефракцией, едва ли можно избежать погрешности, достигающей до 10", затем в моменте прохождения через меридиан может, наверное, быть погрешность до одной секунды времени, отчего в месте Луны происходит погрешность в 15". Кроме того, надо точнейшим образом знать видимый диаметр Луны, в котором также едва ли возможно избежать погрешностей, затем для определения геоцентрического места Луны, требуется точное значение ее параллакса, зависящего от самой теории, и в величине которого наверное может заключаться погрешность в несколько секунд. Сопоставив все эти погрешности, едва ли можно ожидать, чтобы наблюденные места Луны согласовались с истинными до одной минуты. Отсюда понятно, что эти погрешности переходят в упомянутые выше элементы, определяемые непосредственно или по уравнениям, если только не взять весьма большое число наблюдений. Поэтому те определения этих элементов, которые произведены на основании различных наблюдений и которыми мы в атом сочинении пользуемся, мы отнюдь же считаем вполне точными, и не сомневаемся, что они требуют значительных исправлений, ибо мы не слишком доверяем даже тем точным наблюдениям, которыми мы пользовались. Может оказаться, что наши таблицы несколько отличаются от других, что, однако, не должно быть относимо к недостаткам теории, тем более, что места апогея и узлов мы брали те, которые показаны в таблицах Майера, требующих значительных исправлений. Тем не менее прилагаемые к этому сочинению таблицы в редких случаях дают результаты, отличающиеся от наблюдений более чем на одну минуту, так что астрономы могут ими пользоваться вместо таблиц Майера или Клеро, тем более, что вычисление по нашим таблицам значительно проще, ибо все величины определяются по четырем углам, пропорциональным времени, и даже самая широта Луны находится непосредственно по этим же углам, тогда как иначе нужно производить довольно утомительное вычисление поправок для узлов и места Луны на ее орбите. Но я добавляю, что нетрудно видеть, что если бы кто пожелал сопоставить эти таблицы с многочисленными наблюдениями, то добавив к этим таблицам некоторые малые поправки, он довел бы эти таблицы до гораздо большего совершенства и тем принес бы весьма большую пользу астрономии. [c.222]

Теперь посмотрим, что случится, если вы выберете на карте какую-нибудь условную точку Вы можете получить сторону треугольника, равную 90° минус широта , так как вы знаете широту условного места. Полярное расстояние вы уже знаете из Астрономического календаря . Вы можете получить часовой угол, так как теперь вы знаете долготу выб- [c.334]

Известно, что точность определения места самолета с помощью астрономических средств во многом зависит от точности измерения времени. Поэтому в практике установлено, что при использовании астрономических средств при полетах на средних широтах время необходимо знать с точностью 5—7 с. При полетах в более высоких широтах допустимые ошибки в определении моментов времени возрастают и на широтах 60—70° соответственно не должны превышать 8—12 с. [c.178]

Теория гироскопов Фуко первого и второго рода указывает на принципиальную возможность, не прибегая к астрономическим наблюдениям, во-первых, установить плоскость меридиана и, во-вторых, географическую широту места. Величина Уф З, пропорциональная моменту пары, вызывающей поворот оси гироскопа, весьма мала вследствие малости угловой скорости Земли. Например, для маховика массой 2 кг с радиусом инерции 8-10 м при ф = 600л 1/с, имеем [c.620]

Падение тяжелой точки на Земле. Рассмотрим вопрос о падении тяжелой точки на Земле (рис. 101). С этой целью в некоторой точке М Земли рассмотрим оси ось z направим вверх по вертикали места, ось у направим по касательной к параллелп на восток, а ось х направим по касательной к астрономическому меридиану ортогонально к осям г/ и z на юг. Астрономическую широту места М обозначим через ф. [c.128]

Таким образом, в системе координат, связанной с врагцаю-гцейся Землей, центробежная сила проявляется как некоторая поправка к силе гравитационного притяжения. Так как обе эти силы потенциальны, то в дальнейшем их можно объединить в одну потенциальную силу тС. В астрономии угол ф между вектором С и экваториальной плоскостью Земли (е , 62) называют астрономической широтой места. [c.286]

По отношению к угловым измерениям считаем не лишним еще раз напомнить о необходимости отличать точность отсчетов от точности как степени приближения к действительному значению измеряемой величины. Наибольшие возможности для точных определений создавал квадрант, но в XVIИ в. эти возможности использовались не всегда. Геодезисты выражали результаты своих определений широты места, проводимых при помощи квадрантов, с точностью до минуты, однако погрешности измерений далеко выходили за пределы 1. Наоборот, в экспедициях Морского ведомства и особенно Академии наук высокая точность определений сочеталась с их верностью. Результаты широтных определений участников Великой северной экспедиции отличались не свыше, чем на 4—5 от результатов определений, произведенных в 20-х годах XIX в. для тех же пунктов [181, ч. I, с. 54 и 80], а погрешности определений астрономических экспедиций Академии наук составляли не свыше 4—5". [c.151]

Примеры. Пример 1. Показать, что человек, имеюш,нн гироскоп специального вида, который описан в п. 43, может без астрономических наблюдений определить широту места, направление вращения Землн и продолжительность звездных суток. Это замечание принадлежит Ке (Quet). [c.55]

Точка Р называется истинным полюсом. Ев высота над горизонтом равна астрономической широто места наблюдения ф, а зенитное расстояние [c.359]

Применение астрономических средств возможно только по небесным светилам, находящимся над горизонтом. Поэтому штурман обязан уметь определять, какие светила в данном полете будут незаходящими, невосходящими, восходящими и заходящими. Для этого есть правила, позволяющие определять, каким является данное светило на широте места наблюдателя. [c.28]

Наиболее благоприятен выбор светил при полете ночью. В ночном полете могут быть получены АЛП по любой яркой звезде из числа тех, для которых составлены таблицы высот и азимутов, а также определена широта места по Полярной звезде. Возможность использования тех или иных звезд определяется перед полетом с помощью ТВАЗ по местному звездному времени, рассчитанному приблизительно для времени применения астрономических средств в полете. На каждой странице ТВАЗ для соответствующих интервалов местного звездного времени указаны 4—О звезд наиболее удобных для наблюдений. Звезды, азимуты которых близки к перпендикуляру к ЛЗП, выбираются для контроля пути по направлению, а те звезды, азимуты которых близки к направлению полета, выбираются для контроля пути по дальности. Желательно, чтобы высоты выбранных звезд находились в пределах от 30 до 60°. [c.172]

Эти последние данные генерал Ф. Ф. Шуберт счел возможным включить 100 лет спустя в свою книгу Собрание астрономических мест в Российской империи (1822 г.). Определения широт в градусах, минутах и секундах были проведены академическими экспедициями второй половины XVIII в. [c.150]

Суточный ход температуры воздуха имеет для всех мест одинаковый характер (фиг. 1-28). Высшая температура воздуха наблюдается в 13 час. (астрономическое время) низшая в ночное время, когда солнце иаходитоя за горизонтом. Суточная амплитуда тем пературы воздуха увеличивается по мере приближения к эмватару. В малых широтах напряженность солнечной Р адиации изменяется значительно больше, чем в высоких широтах. Как следует из кривых фиг. 1-28, для местности, лежащей на 75° северной широты, суточная амплитуда составляет все- [c.37]

Дополнение до 90° острого угла между астрономической вертикалью и осью вращения Земли называется астрономической широтой фа. Геометрическое место точек на поверхности Земли с астрономической широтой, равной 0°, называется астрономическим экватором, геометрические места точек с другими фиксированными частными значениями астрономической широты называются параллелями. Принято считать широты точек в северном полушарии положительными, в южном — отрицательными. Экватор и параллели являются кривыми двоякой кривизны, мало отличающимися от плоских кривых. Астрономический экватор не совпадает с географическим экватором — экватором вращения, но все вертикали в точках астрономического экватора перпендикулярны к оси вращения Земли и, следовательно, параллельны плоскости географического экватора и пересекают небесную сферу по небесному экватору. Широты географических полюсов необязательно равны точно 90°, однако можно считать, что точки с астрономической широтой в 90° являются астрономически определенными географическими полюсами. [c.47]

Дата полета 20 августа 1975 г. высота полета Я = 7000 м ИПУ = = 50° путевая скорость самолета =800 км/ч время измерения звезды Вега 7 = 0 ч 36 мин 25 с измеренная высота звезды Вега /1изм = 50°44 время измерения высоты Полярной звезды 7 = 0 ч 39 мин 20 с измеренная высота Полярной /гпол = 49°27 часы идут по времени 3-го часового пояса широта счислимой точки фп = 48° с приближенная долгота счислимой точки Яп = 30° в поправка секстанта С = +5. Рассчитать астрономические линии положения, проложить их на карте и определить место самолета. [c.183]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...