Земная рефракция. 5 страница

             

2) Определяем обсервованную высоту Солнца, переводим ее в зенитное расстояние и по формуле j = Z ± d рассчитываем обсервованную широту места.

	41°29,2¢к S
i 1 + s 1	+ 1,3¢
H¢	41°30,5¢к S
d	– 6,1¢
	41°24,4¢к S
	– 1,0¢
R	+ 15,9¢
	41°39,3¢к S
	48°21,7¢к N
d€	3°23,5¢ N
j о	51°45,2¢ N
j с	51°47,7¢ N
РШ	2,5¢к S

II наблюдения.

1) Рассчитываем приближенное гринвичское время Т_гр и дату на момент II наблюдений.

14.IX Тс	13^h40^m
NЕ
14.IX Тгр	12^h40^m

2) Рассчитываем и .

срТхр +12^h	13^h10^m26^s
uхр	– 30^m10^s
14.IX Тгр	12^h40^m16^s
	1°05,7¢
	10°03,3¢
	0,8¢
	11°09,8¢
lw	22°19,5¢
	33°29,3¢ W
	3°22,2¢ N
	– 0,7¢
	3°21,5¢ N

3) Рассчитываем счислимую h_c высоту и полукруговой азимут А_с Солнца.

4) Исправляем измеренную высоту Солнца, вычисляем элементы высотной линии положения

	33°46,9¢
i 2 + s 2	+ 1,4¢
	33°48,3¢
d	– 6,1¢
	33°42,2¢
	– 1,5¢
R	+15,9¢
	33°56,6¢
hc	33°59,8¢
n	– 3,2¢
A	224,6°

5) Выполняем графическую прокладку ВЛП.

6) С чертежа снимаем ОТШ, вычисляем РД, рассчитываем обсервованную долготу l _о.

l с	22°19,5¢ Е
РД	3,2¢к W
l о	22°16,3¢ Е

7) Оцениваем точность полученной обсервации средней квадратичной погрешностью принимая m_к = 0,5°.

Ответ: 14.IX.2002 г. Т_с = 13^h40^m, ол = 57,8, j _о = 51°45,2¢ N, l _о = 22°16,3¢ Е, С = 216°– 3,2 мили, r = ± 2,6¢.

§8.3. Определение места по одновременным наблюдениям,
Солнца и Луны

В отличие от ночных наблюдений звезд и планет при определении места судна днем по Солнцу существуют определенные трудности – для надежного определения координат судна требуется выжидать изменение азимута на 40-60°, на что в средних широтах уходит 2-3 часа. Однако вблизи первой четверти Луны в вечерние часы и вблизи последней четверти в утренние часы над горизонтом одновременно с Солнцем видно Луну. При этом разность азимутов между светилами близка к 90°, что обеспечивает наибольшую точность определения места судна при одновременном наблюдении.

Измерение высоты Луны мало, чем отличается от измерения высоты Солнца. Однако при наблюдении Луны надо измерять высоты того края светила (верхнего или нижнего), который при данной фазе виден и является действительным ее краем.

Обработка одновременных наблюдений Солнца и Луны производиться в той же последовательности, что и при опреде­лении места судна по одновременным наблюдениям двух светил.

В навигационные сумерки наблюдать Луну одновременно с какой-либо звездой или планетой не рекомендуется, так как можно измерить высоту над ложным горизонтом, создаваемым светом Луны.

Пример 8.3. 14.IX.2002 г. В Т_с = 16^h34^m, ол = 41,0 находясь в j _с = 45°12,4¢ N, l _с = 12°43,3¢ Е следуя ИК = 255° со скоростью V = 16 уз измерили серии высот Солнца и Луны:

Солнце		срТхр = 3^h38^m07^s
Луна		срТхр = 3^h42^m56^s

i = +1,2, s ₁ = – 0,4¢, s ₂ = – 0,3¢, d = – 6,0¢, u_хр = –3^m41^s.

Решение.

1) Рассчитываем приближенное гринвичское время Т_гр и дату на момент наблюдений.

14.IX Тс	16^h34^m
NЕ
14.IX Тгр	15^h34^m

2) Рассчитываем местный часовой угол и склонение d наблюдаемых светил.

	Солнце		Луна
срТхр + 12^h	15^h38^m07^s		15^h42^m56^s
uхр	–3^m41^s		–3^m41^s
14.IX Тгр	15^h34^m26^s		15^h39^m15^s
tт	46°06,4¢		305°52,2¢
D1 t	8°35,9¢		9°21,9¢
D2 t	0,7¢		4,7¢
tгр	54°43,0¢		315°18,8¢
l	12°43,3¢		12°43,3¢
tм	67°26,3¢ W		328°02,1¢ W
tпр	67°26,3¢ W		31°57,9¢ E
d т	3°19,3¢ N	D–1,0¢	25°07,3¢ S	D+2,1¢
Dd	– 0,1¢		+ 1,4¢
d	3°19,2¢ N		25°08,7¢ S

3) Рассчитываем счислимые h_c высоты и полукруговые азимуты А_с светил

Солнце

Луна

4) Рассчитываем поправку приведения к одному зениту D h_z. В данной задаче приводим высоту Луны к наблюдениям Солнца.

Акр	150,4°		Тгр Луны	15^h39^m15^s
ИК	255°		Тгр Солнца	15^h34^m26^s
КУ	255,4°		D Т	4^m49^s
			D Т	4,8^m

D h_z = – 0,07¢×4,8^m = – 0,3¢

5) Исправляем измеренные высоты светил по таблицам, помещенным в МАЕ, и вычисляем элементы высотных линий положения (ВЛП).

	Солнце			Луна
	18°00,6¢			12°53,7¢
i + s	+ 0,8¢		i + s	+ 0,9¢
h¢	18°01,4¢		h¢	12°54,6¢
d	– 6,0¢		d	– 6,0¢
	17°55,4¢			12°48,6¢
	– 2,8¢			+ 61,2¢
	+ 15,7¢			+ 5,7¢	р 0 = 57,1¢
	18°08,3¢			0,0¢
D hz	–			13°55,5¢
	18°08,3¢		D hz	– 0,3¢
hс	18°07,3¢			13°55,2¢
n	1,0¢		hс	13°53,6¢
Акр	255,9°		n	1,6¢
			Акр	150,4°

6) Выполняем графическую прокладку ВЛП.

7) С чертежа снимаем величине РШ и РД, рассчитываем обсервованные координаты судна j _о, l _о и невязку С.

j с	45°12,4¢ N		l с	12°43,3¢ Е
РШ	2,3¢к S		РД	0,8¢к W
j о	45°10,1¢ N		l о	12°42,5¢ Е

8) точность обсервованного места оцениваем средней квадратической погрешностью, принимая m_{n 1} = m_{n 2} = ± 0,5¢

Ответ: 14.IX.2002 г. В Т_с = 16^h34^m, ол = 41,0, j _о = 45°10,1¢ N, l _о = 12°42,5¢ Е, С = 210°– 2,3 мили, r = ± 1,5¢.

§8.4. Определение места судна в тропиках
по высотам Солнца, большим 88°

В малых широтах суточное движение Солнца имеет некоторые особенности:

- от восхода Солнца и до моментов близких к кульминации азимут изменяется медленно;

- около моментов кульминации азимут Солнца за короткий промежуток времени изменяется на значительную величину.

При высотах Солнца 88° и более, когда d_€близко к j и одноименно с ней, за несколько минут около кульминации азимут меняется на десятки градусов. Вследствие этого для получения достаточной разности азимутов между высотными линиями положения требуется всего несколько (3-6) минут, вместо нескольких часов в средних широтах.

Вследствие большой кривизны отрезков кругов равных высот при h > 88° замена их прямыми может вызвать дополнительные ошибки. В этом случае применяют графический прием, значительно более простой, чем способ Сент-Иллера. Принцип этого графического способа основывается на нанесении кругов равных высот на земной глобус (смотри §6.1).

Если известны координаты полюса освещения а Солнца в данный момент, которые равны

и радиус круга равных высот

,

то, нанеся на глобус мгновенное место полюса а и проведя из этой точки окружность радиуса z _€, получим линию положения судна в данный момент. Если нанести две-три такие окружности, то в точке их пересечения получим обсервованное место судна на глобусе.

В малых широтах искажение фигур на карте в меркаторской проекции шара невелики, поэтому циклическую кривую, виде которой проектируется на карту круг равных высот, можно с достаточной точностью принимать за окружность.

На карте меркаторской проекции место судна определяют следующим образом. Около полудня измеряют три высоты Солнца через 2-7 минут в зависимости от скорости изменения азимута и замечают моменты хронометра.

По второму моменту получается Т_{гр 2} и из МАЕ выбирается d_€и , причем, если , то берут .

На карте в районе счислимого места проводят параллель полюса освещения (рис. 8.2) в предположении, что за время наблюдений склонение не изменяется. На этой параллели по долготе , наносят место полюса освещения а ₂ на второй момент. Место полюсов освещения в первый и третий момент выбираются также из МАЕ.

Полученные точки а ₁ и а ₃ необходимо привести к зениту вторых наблюдений. Для этого линия пути прокладывается из точки а ₁ вперед, а из точки а ₃ – назад и по ней откладывают плавание за время (Т ₂ – Т ₁) и (Т ₃ – Т ₂), причем откладывается вперед по линии пути, а – назад. Полученные точки , и нанесенная ранее а ₂ и будут являться центрами кругов равных высот. Радиусы этих кругов рассчитываются после исправления измеренных высот

, , .

Эти расстояния снимаются с боковой рамки карты и с помощью циркуля из центров , а ₂, , радиусами z ₁, z ₂, z ₃ проводятся три дуги кругов равных высот. Дуги строят в направлении противоположном по отношению к направлению кульминации Солнца относительно параллели полюса, т. е., если Солнце кульминировало к северу, то дуги необходимо строить к югу и наоборот.

Обсервованное место принимается в центре треугольника погрешности вследствие преимущества влияния случайных погрешностей.

Определенную сложность представляет измерение высот близких к 90°. При обычном покачивании секстана «вокруг оси трубы» изображение Солнца в поле зрения трубы представляется движущимся почти параллельно горизонту, так как радиус дуги очень велик. Кроме того, азимут солнца быстро изменяется, поэтому вертикал его быстро изменяется, поэтому вертикал его быстро смещается и поместить секстан в нужном вертикале трудно. Вследствие этого измерение больших высот имеет некоторые особенности:

- обычное покачивание секстана не производится, а наблюдатель с секстаном лишь немного поворачивается вокруг вертикальной оси;

- положение секстана в вертикале устанавливается по компасу. Для этого предварительно вычисляется приближенный азимут при первой высоте, а также его изменения. Первоначальный азимут можно вычислить по формуле

,

где D Т^m – промежуток времени до кульминации в минутах; h – высота, которая принимается равной меридиональной, т. е. .

Изменения азимута вычисляют по приближенной формуле:

.

При измерении первой высоты секстан располагается в вертикале по вычисленному азимуту с помощью компаса, и производят измерения высоты Солнца. Для вторых наблюдений секстан поворачивается уже только по компасу в азимут А ₂ = А ₁ + D А, после чего, удерживая секстан в вертикальном положении производят второе измерение; аналогично по компасу производят и третье измерение.

Влияние случайных погрешностей высот в этом способе рассматривается аналогично определению места по трем светилам (смотри §6.6). Величины погрешностей при измерении одной высоты в каждом наблюдении, а также погрешности от прокладки на карте мелкого масштаба будут заметно большими, чем при определении по трем звездам.

Обсервованное место принимается в середине треугольника или в его вершине, ближайшей к опасности. При средних условиях наблюдений можно считать, что действительное место находится в круге радиуса 2-3 мили около обсервованного места.

Прокладка на бумаге выполняется совершенно аналогично описанному, но при этом масштаб следует принимать по возможности крупнее. Вместо долгот λ₁ и λ₃ в этом случае рассчитываются отшествия.

Пример 8.4. 14.V.2002 г. следуя ИК = 73°, V = 13 уз, измерили три высоты нижнего края Солнца и заметили моменты по хронометру:

к S;	Тхр 1 = 3^h25^m25^s;
к S;	Тхр 2 = 3^h29^m38^s;
к S;	Тхр 3 = 3^h34^m49^s.

При измерении высоты Солнца записали Т_с = 12^h13^m, ол = 17,4 и сняли с карты счислимые координаты j _с = 19°28,6¢ N, l _с = 50°55,0¢ W. Другие данные i + s = – 2,3¢, е = 12,6 м, u_хр = –10^m13^s.

Решение.

1) Рассчитываем приближенное гринвичское время Т_гр и дату наблюдений.

14.V Тс	12^h13^m
NЕ
14.V Тгр	15^h13^m

2) Вычисляем склонение Солнца

	18°40,9¢ N
	– 0,1¢
	18°41,0¢ N

Полученное значение склонения Солнца является параллелью полюса освещения .

3)Рассчитываем гринвичские часовые углы на моменты наблюдений

Тхр + 12^h	15^h25^m07^s	15^h29^m38^s	15^h34^m49^s
uхр	–10^m13^s	–10^m13^s	–10^m13^s
14.V Тгр	15^h14^m54^s	15^h19^m25^s	15^h24^m36^s
tт	45°55,5¢	45°55,5¢	45°55,5¢
D1 t	3°43,3¢	4°50,9¢	6°08,6¢
D2 t	0,2¢	0,3¢	0,4¢
tгр	49°39,0¢ W	50°46,7¢ W	52°04,5¢ W

Полученные значения гринвичских часовых углов Солнца принимаются за долготы полюсов освещения для соответствующих моментов наблюдений

;

4) Вычисляем разности долгот полюсов освещения относительно второго полюса освещения

Дата добавления: 2015-10-29