Приведение к одному зениту.

Приведение к одному зениту вызвано тем, что измерения высот 2-х звезд производились с движущегося судна из разных точек, в которых высота одного и того же светила в одно и то же время разная. Аналитический способ приведения к одному зениту основан на формуле Δ hz = (v/60)cos(Aкр - ИК) ΔТ. Обычно приводят первую звезду, т.к. счислимые координаты снимаются с карты после 2-х измерений. В МАЕ на странице 285 и на форзаце ВАС-58 есть таблица, позволяющая приводить к одному зениту. Входными аргументами являются скорость и курсовой угол КУ = А - ПУ. Знак поправки зависит от величины курсового угла. Если светило впереди траверза, то знак поправки +. Получив поправку Δhz1м - измение высоты за одну минуту, далее её надо умножить на интервал времени ΔТ между наблюдениями первой и второй звезд.

Точность омс.

Радиальная погрешность определяется формулой:

(4.4)

Т.к. наблюдения равноточные, то mлп1 = mлп2 = mh/g = 1'. Следовательно, минимальная радиальная погрешность принимает значение Mo = 1,4 мили при разности азимутов ΔА =90°.

Достоинства и недостатки способа.

Самый простой способ обсервации.

Данный способ учитывает только случайные погрешности. В лучшем случае точность обсервации составляет 1,4 - 1,5 м.мили. При действии систематической погрешности точную обсервацию получить невозможно. Влиянии систематической погрешности на ОМС будет рассмотрено в следующем параграфе.

№9. ОМС ПО ТРЁМ ЗВЁЗДАМ.

Рассмотрим два варианта расположения трёх светил и ОМС по этим светилам.

Первый вариант.

Пусть светила расположены равномерно по всему горизонту с разностью азимутов ΔА = 120°. Фигура погрешностей будет собой представлять равносторонний треугольник. Веса вершин будут равны 7. ОМС по весам будет в центре треугольника на пересечении биссектрис (высот, медиан). Астрономические биссектрисы также пересекаются внутри треугольника.

Вывод: ОМС по весам совпадает с ОМС по астрономическим биссектрисам, следовательно, это самый идеальный вариант ОМС по 3-м светилам.

Если светила располагаются ассиметрично, но по всему горизонту, то точки по весам и по астрономическим биссектирисам будут распологаться внутри треугольника вблизи друг от друга.

Второй вариант.

Светила располагаются в одной части горизонта, разность между крайними азимутами составляет ΔА = 120°, а между соседними - ΔА = 60°. Фигура погрешностей также представляет собой равносторенний треугольник, в вершинах которого располагаются веса, равные 7. Поэтому ОМС по весам получается внутри треугольника (точка Мр). Астрономические биссектрисы же в этом случае пересекаются вне треугольника. (точка МАБ).

Вывод: это самый неблагоприятный вариант расположения светил, поэтому надо исключить такой вариант расположения светил.

Если же в силу гидрометеофакторов приходиться измерять высоты светил с такой конфигурацией азимутов, то для выбора ОМС необходимо руководствоваться следующими принципами:

Обсервованное место выбираем по принципу "Считай себя ближе к опасности".

Если обсервация получена в океане и треугольник погрешностей образовался небольшим со сторонами не превышающими 1,5 м.миль, то считаем, что он образовался за счет действия случайных погрешностей (mВЛП = ±1,0 м.миль), поэтому обсервацию принимаем внутри треугольника, т.е. по весам.

Если треугольник погрешностей оказался большим (стороны треугольника более 2 м.миль), то считаем, что он образовался за счет действия систематических погрешностей, поэтому обсервация принимается по астрономическим биссектрисам вне треугольника.

Нету случайных погрешностей

№10.ОПРЕДЕЛЕНИЕ ШИРОТЫ ПО СОЛНЦУ И ПО ПОЛЯРНОЙ.

Теория метода.

Высота полюса мира над горизонтом всегда равна широте места. К сожалению, в самих полюсах нет звезд, измеряя высоты которых, можно было практически сразу после исправления поправками получать широту. Но недалеко от северного полюса РN находится достаточно яркая звезда α Малой Медведицы, называемой Полярной звездой. Координаты Полярной на 2001 г. α = 38°45' и δ= 89°16'. Следовательно, её полярное расстояние Δ = 90° -δ < 1° = 44'. Поэтому высота Полярной звезды близка к широте и может отличаться на небольшую величину х.

Пусть Полярная звезда находится в произвольной точке С. Из данной точки опустим сферический перпендекуляр на меридиан наблюдателя. Величина х - есть проекция полрного расстояния на меридиан наблюдателя. Так как полярное расстояние мало (44'), то прямоугольный треугольник PNCD можно считать плоским.

Из данного прямоугольного треугольника имеем x = Δcostм

Из рисунка видно, что φ= ho - x (*)

На основании основной формулы времени, имеем x =Δ сos(Sм -α ).

Подставляя в формулу (*) значение х, получаем φ= ho - Δсos(Sм - α)

Ведём обозначения I =Δ - o сos(Sм -α o) (**)

αo и Δo - среднегодовые значения прямого восхождения и полярного расстояния Полярной звезды.