Измерение высоты небесного светила. Какие поправки вводятся при определении высоты светила

Измеренной, или наблюдаемой, высотой h^/  называется вертикальный угол между направлениями на центр (или край) светила и видимый горизонт, с учётом поправок s и i секстана, т.е.

h^/  =  oc + i+s  , где  ос – отсчёт секстана, полученный в результате измерения высоты.

Измерение высоты разделяется на три операции:

• приведение изображений светила и горизонта в поле зрения трубы;
• тыскивание вертикала светила и расположение в ней секстана;
• точное совмещение изображения.

Две последние операции выполняются совместно.

Необходимость исправления высот. Измерив в море высоту, положим, край Солнца и, исправив i+s  данного секстана, получим так называемую измеренную высоту h^/ . Эта высота измерена над видимым горизонтом ВВ^/ (см. рис.), различным для каждого наблюдателя; относится  h^/  к видимому направлению AF  на край светила без учёта действия атмосферы, т.е. рефракции; наконец изменена высота с поверхности Земли (топоцентрическая высота). Применять высоту h^/  при решении задач нельзя, так как другие координаты, полученные из МАЕ, являются истинными геоцентрическими, т.е. освобождены от действия рефракции, приведены к центру Земли и относятся к центру светила. Поэтому измеренная высота должна быть предварительно приведена к истинной геоцентрической добавлением теоретически вычисленных или измеренных поправок.

Исправлением высот называется переход – путём введения поправок – от измеренных высот h^/ к истинным геоцентрическим (или обсервованным) высотам h^/ .

На рисунке показано исправление высоты h^/ нижнего края F Солнца S, измеренной над видимым горизонтом ВВ^/. Вычитая из измеренной высоты h^/  наклонение горизонта d, получим видимую высоту hв; вычитая из hв угол r – астрономическую рефракцию, получим истинную топоцентрическую высоту hи нижнего края Солнца; прибавляя к hи видимый угловой радиус R_Q , получим истинную высоту h^/и  центра Солнца. Наконец, для приведения к центру Земли к h^/и надо прибавить p – суточный параллакс, получим истинную геоцентрическую или обсервованную высоту h, которая и применяется в вычислениях.

Поправка за астрономическую рефракцию обязательна для всех светил (другие поправки зависят от светила и способа измерения). Например, для звёзд не нужны поправки за полудиаметр и суточный параллакс; при измерении в искусственный горизонт отсутствует поправка d за наклонение горизонта и т.п. Следовательно, исправление высот различно для разных светил и способов измерения, поэтому штурман должен хорошо представлять, какие поправки действуют в данном случае.

Общая формула исправления высот. Высоты, измеренные в море над видимым горизонтом, исправляются в общем порядке, вытекающем из рисунка и формул:

hи = hв – Dh_r; h = h^/  + p ;            h = h^H_B края ± R ;              h_B = h^/  – d ;

Сводя вместе поправки, получим общую формулу исправления высот:

h = oc + i+s + (- d ) + ( – Dh_r ) + Dh_P + Dh_{t ,B}  ±  R

где d – наклонение горизонта из таблиц или по наклонометру;

Dh_r  – поправка за среднюю астрономическую рефракцию;

Dh_P – поправка за суточный параллакс;

Dh_{t ,B}  – поправки за температуру и давление (поправки астрономической рефракции) ;

R – видимый угловой полудиаметр светила ;

После инструментальных поправок первой всегда вводится поправка за наклонение и получается “видимая высота”  h_B = h^/ + ( – d ). Все остальные поправки получают по аргументу “видимая высота”.

Применяются два приёма введения поправок: по таблицам “раздельных поправок” и по  таблицам “общих поправок”. В настоящее время для исправления высот применяют в основном таблицы при ВАС – 58, где приведены таблицы раздельных поправок; этот приём и является теперь основным. Исключение составляют таблицы поправок Луны, где всегда применяются “общие поправки”.

Пример. 5 мая 1977 г. в утренние сумерки измерили высоты звезды a Скорпиона  ос = 18°15,5′ и Венеры ос = 14°45,3′; oi = 359°59.3′; s₁ = +0,4′;          s₂= +0.3′; t = О⁰; В = 770 мм; e = 11,5 м. Исправить высоты по ВАС и МТ—75

Решение. 1. i = 360° — 359°59,3′ = +0,7′; из МАЕ для Венеры   р = 0.4′ .

Примечание. Из примера видно, что для звезд и планет исправление по ВАС—58 и МТ—75 совершенно одинаково. В МТ-63 приводилась табл. 9-а. объединявшая  Dh_d и Dhr пользование ею не проще, чем раздельными таблицами.

Во всех случаях отсчёт секстана первоначально исправляют его поправкой i+s, что даёт измеренную высоту h^/ светила (или его края):   h^/ = ос + i+s .

     Измеренная высота, исправленная всеми поправками, называется обсервованной высотой h_o светила.

Если высота измерена над видимым горизонтом, то её надо уменьшать на величину наклонения горизонта d (измеренную наклономером или табл. 11-а МТ-75), а если высота измерена над береговой чертой или ватерлинией другого судна, то вместо d её надо уменьшить на величину наклонения зрительного луча dп (из табл. 11-б МТ-75), что даёт в обоих случаях видимую высоту  светила h_B :

 h_B = h^/ – d       или            h_B  = h^/ – dп

Далее видимую высоту любого светила исправляют поправкой Dh_r    за рефракцию (всегда отрицательна), для планет дополнительно вводят поправку Dh_P за параллакс (всегда положительна), для Солнца и Луны, кроме перечисленных, учитывают поправку за полудиаметр R (положительна для нижнего края и отрицательна для верхнего). Для всех светил при высотах менее 30⁰  дополнительно вводят поправки за температуру и давление воздуха (из табл. 14-а и 14-б МТ-75). Все поправки для исправления видимой высоты объедены в общие поправки для Солнца (табл. 8 МТ-75) и для Луны (табл.10 МТ-75). Кроме МТ-75 исправление высот светил можно производить по таблицам ВАС-58 и МТ-75.